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Satélites de Ourano

Ourano, l sétimo planeta de l Sistema Solar, ten 27 satélites naturales coincidos.[1] Todos recebírun nomes de personaiges de las obras de William Shakespeare i Alexander Pope.[2] William Herschel çcubriu las dues purmeiras lunas, Titánia i Ouberon, an 1787, i las outras lunas sféricas fúrun çcubiertas an 1851 por William Lassell (Ariel i Umbriel) i an 1948 por Gerard Kuiper (Miranda).[2] Las outras lunas fúrun çcubiertas depuis de 1985, durante l subrebo de la Voyager 2 por Ourano ó atrabeç de telescópios terrestres abançados.[1][3]

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Cumparaçon de tamanho antre Ourano i sues seis maiores lunas. De la squierda pa la dreita: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titánia i Ouberon.

Ls satélites de Ourano son debedidos an trés grupos: treze satélites anternos, cinco grandes satélites i nuobe satélites eirregulares. Ls satélites anternos son pequeinhos cuorpos scuros que cumpartilhan propiadades quemuns i ourige culs anielhos de l planeta. Ls cinco grandes satélites son massibos l suficiente para oubter eiquilíbrio heidrostático, i quatro deilhes mostran senhales d'atebidade anterna cumo formaçon de cánions i bulcanismo an sues superfices.[3] L maior satélite desses cinco, Titánia, ten un diámetro de 1 578 Km i ye l'uitabo maior satélite ne l Sistema Solar, i ye cerca de 20 bezes menos massibo que la Luna de la Tierra. Ls satélites eirregulares de Ourano ténen órbitas elíticas i anclinadas a grandes çtáncias de l planeta.[1]

Çcubierta

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Las dues purmeiras lunas de Ourano coincidas, Titánia i Ouberon, fúrun çcubiertas por William Herschel an 11 de janeiro de 1787, seis anhos depuis d'el tener çcubierto l planeta an si. Mais tarde, Herschel pensou que tenie çcubierto pul menos seis lunas (beija ambaixo) i talbeç até mesmo un anielho. Por aprossimadamente 50 anhos, ls strumientos de Herschel éran ls únicos culs quales las lunas fúrun abistadas.[4] Na década de 1840, strumientos melhores i ua posison mais faborable de Ourano ne l cielo liebórun l'andicaçones sporádicas de satélites adicionales. Las dues próssimas lunas de Ourano la séren çcubiertas, Ariel i Umbriel, fúrun çcubiertas por William Lassell an 1851.[5] L squema de zeignaçon por númaros romanos de las lunas de Ourano stubo anstable por un tiempo cunsidrable, i publicaçones heisitában antre las zeignaçones de Herschel (adonde Titánia i Ouberon son Ourano II i IV) i de William Lassell (adonde eilhes son I i II).[6] Cula cunfirmaçon de Ariel i Umbriel, Lassell numerou las lunas de I la IV an orde de çtáncia crecente la Ourano, i essas zeignaçones fúrun adotadas permanentemente.[7] An 1852, l filho de Herschel John Herschel nomeou las lunas coincidas na época.[8]

Nanhue outra çcubierta fui feita por quaije un seclo. An 1948, Gerard Kuiper ne l Ouserbatório McDonald çcubriu la radadeira de las cinco grandes lunas de Ourano, Miranda.[8][9] Décadas mais tarde, l subrebo por Ourano de la sonda spacial Voyager 2 an janeiro de 1986 lebou a la çcubierta de dieç lunas anternas.[3] Outro satélite, Perdita, fui çcubierto an 1999[10] passado studos de las retratos de la Voyager.[11]

Ourano fui l radadeiro planeta gazoso sin nanhun satélite eirregular coincido, mas a partir de 1997 nuobe çtantes lunas eirregulares fúrun eidantificadas usando telescópios terrestres.[1] dues outras lunas anternas, Cupido i Mab, fúrun çcubiertas an 2003 usando l Telscópio Spacial Hubble.[12] Margaret fui la radadeira çcubierta, cun sou anúncio feito an outubre de 2003.[13]

Çcubiertas falsas

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Depuis de la çcubierta de Titánia i Ouberon por William Herschel an 11 de janeiro de 1787, el acraditou tener çcubierto quatro outras lunas; dues an 18 de janeiro i 9 de febreiro de 1790, i mais dues an 28 de febreiro i 26 de márcio de 1794. Por muitos anhos, acraditaba-se que Ourano tenie un sistema de seis satélites, ambora las outras quatro lunas nunca fúrun ouserbadas por outro astrónomo. Ouserbaçones feitas por William Lassell an 1851, nas quales el çcubriu Ariel i Umbriel, falhórun an suportar las ouserbaçones de Herschel; las caratelísticas orbitales de Ariel i Umbriel, ls quales Herschel poderie tener bisto an sues ouserbaçones, nun correspondian la nanhun de ls quatro satélites de Herschel. Acraditaba-se que ls quatro satélites de Herschel tenien períodos orbitales de 5,89 dies (anterior de Titánia), 10,96 dies (antre Titánia i Ouberon), 38,08 i 107,69 dies (sterior de Ouberon).[14] Fui anton cuncluído que ls quatro satélites de Herschel éran falsos, i qu'eilhes éran na berdade streilhas fracas que stában na mesma region de l cielo que Ourano, i l crédito pa la çcubierta de Ariel i Umbriel fui dado la Lassell.[15]

Nomes

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Las dues purmeiras lunas de Ourano, Titánia i Ouberon, çcubiertas an 1787, nun recebírun nanhun nome até 1852, un anho depuis de la çcubierta de Ariel i Umbriel. John Herschel, filho de l çcubridor de Ourano, quedou respunsable por nomear las lunas. Herschel, an beç de scolher nomes de la mitologie griega, nomeou las lunas a partir de spritos mágicos na literatura anglesa: las fadas Ouberon i Titánia de l'obra de William Shakespeare A Midsummer Night's Dream, i ls silfos Ariel i Umbriel de l'obra de Alexander Pope The Rape of the Lock (Ariel tamien ye un sprito an The Tempest de Shakespeare). La rezon mais probable ye que Ourano, cumo dius de l cielo i de l'aire, serie atendido por spritos de l'aire.[16]

Ls outros nomes, cun sceçon de Puck i Mab, nun cuntinórun cul tema de spritos de l'aire. An 1949, la quinta luna, Miranda, fui nomeada por sou çcubridor Gerard Kuiper a partir dun personaige de l'obra de Shakespeare The Tempest. La prática atual de la Ounion Astronómica Anternacional ye nomear lunas a partir de personaiges de las obras de Shakespeare i de l poema The Rape of the Lock (ambora atualmente solo Ariel, Umbriel i Belinda recebírun nomes de personaiges desse poema; to l resto ye de las obras de Shakespeare). Purmeiramente las lunas sternas fúrun todas nomeadas a partir de personaiges de The Tempest; mas cun Margaret sendo nomeada a partir de Much Ado About Nothing esse questume acabou.[8]

 
La massa relatiba de las lunas de Ourano. Las cinco lunas sféricas barian de Miranda cun 0,7% la Titánia cun quaije 40% de la massa total. Las lunas anternas i eirregulares corresponden a 0,1%, i son mal besibles nesta scala.

Alguns asteroides cumpartilhan nomes cun lunas de Ourano: 171 Ouphelia, 218 Bianca, 593 Titania, 666 Çdemona, 763 Cupido i 2758 Cordelia.

Caratelísticas i grupos

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Squema de l sistema uraniano d'anielhos i satélites.

L sistema de satélites uraniano ye l menos massibo antre l de ls gigantes gazosos; la massa cumbinada de ls cinco maiores satélite eiquibale a menos de la metade de la massa de Triton (la sétima maior luna de l Sistema Solar).[nota 1] L maior de ls satélites, Titánia, ten un centeilha de 788,9 Km,[18] menos que la metade de l centeilha de la Luna, mas un pouco maior que l de Reia, la segunda maior luna de Saturno, fazendo de Titánia l'oitaba maior luna ne l Sistema Solar. Ourano ye cerca de 10 000 bezes mais massibo que sues lunas.[nota 2]

Satélites anternos

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Ber tamien: Anielhos de Ourano

Ourano ten 13 satélites anternos coincidos.[12] Sues órbitas stan localizadas drento de la de Miranda. Todas las lunas anternas stan relacionadas culs anielhos de Ourano, que probabelmente ye l resultado de la fragmentaçon dua ó bárias lunas anternas.[19] Las dues lunas mais anternas (Cordélia i Ofélia) serben cumo pastores pa l'anielho ε de Ourano, anquanto la pequeinha luna Mab ye ua fuonte de l'anielho μ.[12]

Puck, cun 162 Km de diámetro, ye la maior luna anterna de Ourano i la única fotografada pula Voyager 2 cun algun detalhe. Puck i Mab son ls satélites anternos mais çtantes de Ourano. Todas las lunas anternas son cuorpos scuros; sou albedo geométrico nun passa de 10%.[20] Eilhas son feitas d'auga cungelada cuntaminada cun un material scuro, probabelmente cumpuostos ourgánicos processados por radiaçon.[21]

Ls menores satélites anternos perturban custantemente uns als outros. L sistema ye caótico i aparentemente anstable. Simulaçones mostran que las lunas puoden se perturbar formando órbitas cruzadoras, que puoden resultar an colisones.[12] Çdémona puode colidir cun Créssida ó Julieta ne ls próssimos 100 milhones d'anhos.[22]

Satélites grandes

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Ourano ten cinco satélites percipales: Miranda, Ariel, Umbriel, Titánia i Ouberon. L diámetro deilhes barie de 472 Km para Miranda a 1578 Km para Titánia.[18] Todos ls satélites percipales son oubjetos relatibamente scuros: sou albedo geométrico barie antre 30 i 50%, i l albedo de Bond barie antre 10 i 23%.[20] Umbriel ye la luna mais scura i Ariel la mais brilhante. La massa de las lunas grandes barie de 6,7Modelo:I kg (Miranda) a 3,5Modelo:I kg (Titánia). Por cumparaçon, la Luna de la Tierra ten ua massa de 7,5Modelo:I kg.[23] Acradita-se que las lunas percipales de Ourano se formórun ne l çco d'acreçon qu'eisistiu an buolta de Ourano por un tiempo passado sue formaçon ó ye resultado dun grande ampato sofrido por Ourano ne l'ampeço de sue eisisténcia.[24][25]

 
Las cinco maiores lunas de Ourano cumparadas an tamanho i brilho. De la squierda pa la dreita (an orde de çtáncia crecente la Ourano): Miranda, Ariel, Umbriel, Titánia i Ouberon.
 
Cuncepçon artística de l camino de l Sol ne l cielo dua luna grande de Ourano (que cumpartilha la anclinaçon axial de l planeta).

Todos ls satélites percipales de Ourano cunténen cantidades aprossimadamente eiguales de peinha i carambelo, cun sceçon de Miranda, que ye feito primariamente de carambelo.[26] Ls cumponentes de carambelo puoden ancluir amónia i dióxido de carbono.[27] La superfice de ls satélites ten muitas crateras, anque todos ls satélites (cun sceçon de Umbriel) amostráren senhales de renobaçon andógena de la superfice na forma de cániones, i ne l causo de Miranda, struturas oboides chamadas coronae.[3] Ye probable que porcessos de stenson associados cun diapiros ascendentes son ls respunsables pula ourige de las coronae.[28] La superfice de Ariel aparenta ser la mais moço i la cun menos crateras, anquanto la de Umbriel parece ser la mais bielha.[3] L calecimiento que causou l'atebidade andógena an Miranda i Ariel puode tener sido causado por ua ressonáncia orbital 3:1 ne l passado antre Miranda i Umbriel i ua 4:1 antre Ariel i Titánia.[29][30] Ua eibidéncia para essas ressonáncias ne l passado ye la anclinaçon orbital anormal de Miranda (4,34°) para un cuorpo tan acerca de l planeta.[31][32] Las grandes lunas de Ourano puoden ser anternamente defrenciadas, cun núcleos rochosos an sou centro cercados por mantos de carambelo.[26] Titánia i Ouberon puoden abrigar ouceanos d'auga líquida na debisa antre l núcleo i l manto.[26] Las lunas percipales de Ourano son cuorpos cun pouca atmosfera. Por eisemplo, Titánia nun ten nanhun atmosfera an pressones maiores que 10–20 nanobar.[33]

L camino de l Sol an Ourano i sues lunas durante l solstício ye bien defrente de l camino de l Sol an outros cuorpos de l Sistema Solar. Las lunas percipales ténen quaije satamente la mesma anclinaçon axial que Ourano (sous eixes son paralelos als de Ourano).[3] L Sol segue un camino circular an buolta de l polo celhestrial de Ourano, la ne l mínimo 7 graus loinge del.[nota 3]

Satélites eirregulares

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Satélites eirregulares de Ourano. L'eixe X ye repersentado an Gn (milhones de quilómetros) i na fraçon de l centeilha de la sfera de Hill. La scentricidade ye repersentada puls segmientos amarielhos (se stendendo de l periastro al apoastro) cula anclinaçon repersentada pul eixe Y.

Ourano ten nuobe satélites eirregulares coincidos, que circulan l planeta a ua çtáncia mui maior que Ouberon, l satélite percipal mais loinge de Ourano. Todas las lunas eirregulares son probabelmente oubjetos caturados por Ourano lougo passado sue formaçon.[1] L diagrama al lado eilustra las órbitas de ls satélites eirregulares de Ourano coincidos. Las lunas arriba de l'eixe X son prógradas, anquanto las ambaixo del son retrógradas. A centeilha de la sfera de Hill de Ourano ye de cerca de 73 milhones de Km.[1]

L tamanho de ls satélites eirregulares de Ourano barie antre 150 Km (Sycorax) i 18 Km (Trinclo).[1] Al cuntrairo de ls satélites eirregulares de Júpiter, que mostran relaçon antre l semieixo maior i la anclinaçon, las lunas retrógradas de Ourano puoden ser debedidas an dous grupos d'acuordo cula relaçon antre l semieixo maior i la scentricidade orbital. L grupo anterno anclui ls satélites mais próssimos de Ourano (la < 0,15 rH) i moderadamente scéntricos (~0,2): Francisco, Caliban, Stephano i Trinclo.[1] L grupo sterno (la > 0,15 rH) anclui satélites cun altas scentricidades (~0,5): Sycorax, Prospero, Setebos i Ferdinand.[1]

Las anclinaçones antermediárias antre 60° i 140° nun possuen lunas debido a la anstabelidade de Kozai.[1] Nessa zona anstable, perturbaçones solares fázen las lunas adquiriren altas scentricidades que lieban la colisones cun satélites anternos ó ejeçon. L tiempo de bida de las lunas nesta zona d'anstabelidade ye de dieç milhones a un bilhon d'anhos.[1]

Margaret ye l único satélite de Ourano prógrado coincido, i atualmente el ten la maior scentricidade orbital de qualquiera luna ne l Sistema Solar, ambora la scentricidade média de la luna de Netuno Nereida seia maior. An 2008, la scentricidade de Margaret era de 0,7979.[34]

Tabela

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Ls satélites de Ourano stan listados eiqui por período orbital, de l menor pa l maior. Satélites sféricos stan çtacados an azul-claro i negrito. Satélites eirregulares cun órbitas prógradas stan mostrados an cinza-claro, i ls cun órbitas retrógradas an cinza-scuro.

Orde
[nota 4] 		Númaro
[nota 5]
 Nome
 Eimaige Diámetro
(Km)[nota 6]
 Massa
(Modelo:I kg)[nota 7]
 Semieixo maior
(Km)[35]
 Período orbital
(d)[35][nota 8]
 Anclinaçon
(°)[35]
 Scentricidade
[36]
 Anho de
çcubierta[2]
 Çcubridor
[2]
1 VI Cordélia 40 ± 6
(50 × 36)		 0,044 49 751 0,335034 0,08479° 0,00026 1986 Terrile
(Voyager 2)
2 VII Ofélia 43 ± 8
(54 × 38)		 0,053 53 764 0,376400 0,1036° 0,00992 1986 Terrile
(Voyager 2)
3 VIII Bianca 51 ± 4
(64 × 46)		 0,092 59 165 0,434579 0,193° 0,00092 1986 Smith
(Voyager 2)
4 IX Créssida 80 ± 4
(92 × 74)		 0,34 61 766 0,463570 0,006° 0,00036 1986 Synnott
(Voyager 2)
5 X Çdémona 64 ± 8
(90 × 54)		 0,18 62 658 0,473650 0,11125° 0,00013 1986 Synnott
(Voyager 2
6 XI Julieta 94 ± 8
(150 × 74)		 0,56 64 360 0,493065 0,065° 0,00066 1986 Synnott
(Voyager 2)
7 XII Pórcia 135 ± 8
(156 × 126)		 1,70 66 097 0,513196 0,059° 0,00005 1986 Synnott
(Voyager 2)
8 XIII Rosalinda 72 ± 12 0,25 69 927 0,558460 0,279° 0,00011 1986 Synnott
(Voyager 2)
9 XXVII Cupido ~18 0,0038 74 800 0,618 0,1° 0,0013 2003 Showalter i
Lissauer
10 XIV Belinda
 
 90 ± 16
(128 × 64)		 0,49 75 255 0,623527 0,031° 0,00007 1986 Synnott
(Voyager 2)
11 XXV Perdita 30 ± 6 0,018 76 420 0,638 0,0° 0,0012 1999 Karkoschaka
(Voyager 2)
12 XV Puck
 
 162 ± 4 2,90 86 004 0,761833 0,3192° 0,00012 1985 Synnott
(Voyager 2)
13 XXVI Mab ~25 0,01 97 734 0,923 0,1335° 0,0025 2003 Showalter i
Lissauer
14 V Miranda
 
 471,6 ± 1,4
(481 × 468 × 466)		 65,9 ± 7,5 129 390 1,413479 4,232° 0,0013 1948 Kuiper
15 I Ariel
 
 1 157,8 ± 1,2
(1162 × 1156 × 1155)		 1 353 ± 120 191 020 2,520379 0,260° 0,0012 1851 Lassell
16 II Umbriel
 
 1 169,4 ± 5,6 1 172 ± 135 266 300 4,144177 0,205° 0,? 1851 Lassell
17 III Titánia
 
 1 576,8 ± 1,2 3 527 ± 90 435 910 8,705872 0,340° 0,0011 1787 Herschel
18 IV Ouberon
 
 1 522,8 ± 5,2 3 014 ± 75 583 520 13,463239 0,058° 0,0014 1787 Herschel
19 XXII Francisco ~22 0,0072 4 276 000 −266,56 147,459° 0,1459 2003[nota 9] Holman eit al.
20 XVI Caliban ~72 0,25 7 231 000 −579,73 139,885° 0,1587 1997 Gladman eit al.
21 XX Stephano ~32 0,022 8 004 000 −677,37 141,873° 0,2292 1999 Gladman eit al.
22 XXI Trinclo ~18 0,0039 8 504 000 −749,24 166,252° 0,2200 2001 Holman eit al.
23 XVII Sycorax ~150 2,30 12 179 000 −1288,28 152,456° 0,5224 1997 Nicholson eit al.
24 XXIII Margaret ~20 0,0054 14 345 000 1687,01 51,455° 0,6608 2003 Sheppard i
Jewitt
25 XVIII Prospero ~50 0,085 16 256 000 −1978,29 146,017° 0,4448 1999 Holman eit al.
26 XIX Setebos ~48 0,075 17 418 000 −2225,21 145,883° 0,5914 1999 Kabelaars eit al.
27 XXIV Ferdinand ~20 0,0054 20 901 000 −2805,51 167,346° 0,3682 2003[nota 9] Holman eit al.

Fuontes: NASA/NSSDC,[35] Sheppard, eit al. 2005.[1] Pa ls satélites sternos recentemente çcubiertos (Francisco até Ferdinand) ls dados orbitales mais percisos puoden ser gerados cul Natural Satellites Eiphemeris Serbice.[34] Ls satélites eirregulares son seneficatibamente perturbados pul Sol.[1]

Ber tamien

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Notas

  1. ↑ La massa de Triton ye de cerca de 2,14Modelo:I kg,[17] anquanto la massa cumbinada de las lunas de Ourano ye de cerca de 0,92Modelo:I kg.
  2. ↑ Massa de Ourano de 8,681Modelo:I kg / Massa de las lunas de Ourano de 0,93Modelo:I kg.
  3. ↑ L'anclinaçon axial de Ourano ye de 97°.[3]
  4. ↑ Orde se refire a la posiçon an relaçon a las outras lunas cun respeito a la çtáncia média la Ourano.
  5. ↑ Númaro se refire al númaro romano atribuído la cada satélite an orde de çcubierta.[2]
  6. ↑ Diámetros cun bários balores cumo "60 × 40 × 34" andican que l cuorpo nun ye ua sfera purfeita i que cada ua de sues dimensones fui medida percisamente. Ls diámetros i dimensones de Miranda, Ariel, Umbriel i Ouberon fúrun retirados de Thomas, 1988.[18] L diámetro de Titánia ye de Widemann, 2008.[33] Las dimensones i centeilha de las lunas anternas son de Karkoschka, 2001,[11] cun sceçon de Cupido i Mab, que fúrun retirados de Showalter, 2006.[12] L centeilha de las lunas eirregulares fui retirado de Sheppard, 2005.[1]
  7. ↑ Massas de Miranda, Ariel, Umbriel, Titánia i Ouberon fúrun retiradas de Jacobson, 1992.[23] Massas de todas las outras lunas fúrun calculadas assumindo ua densidade de 1,3 g/cn3 i usando l centeilha.
  8. ↑ Períodos orbitales negatibos andican ua órbita retrógrada al redror de Ourano (an ouposiçon a la direçon de rotaçon de l planeta).
  9. ↑ 9,0 9,1 Detetado an 2001, anunciado an 2003.

Refréncias

  1. ↑ 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 1,13 Sheppard, S. S.; Jewitt, David and Kleyna, Jan (2005). «An ultradeep survey for irregular satellites of Uranus: Limits to completeness». The Astronomical Journal. 129. pp. 518–525. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329 
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 2,13 2,14 2,15 2,16 2,17 2,18 «Planet and Satellite Names and Discoverers». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. 21 de júlio de 2006. Cunsultado an 6 de agosto de 2006. Cópia arquibada an 19 de agosto de 2006 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science. 233 (4759). pp. 97–102. Bibcode:1986Sci...233...43S. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43 
  4. ↑ Herschel, John (1834). «On the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 3 (5). pp. 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3Q..35H 
  5. ↑ Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12. pp. 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L 
  6. ↑ Lassell, W. (1848). «Ouserbationes of Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3). pp. 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  7. ↑ Lassell, W. (1851). «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal. 2 (33). 70 páiginas. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198 
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 Kuiper, G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360). 129 páiginas. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146 
  9. ↑ Kaempffert, Waldemar (26 de dezembre de 1948). «Science in Review: Research Work in Astronomy and Cancer Lead Year's List of Scientific Developments». The New York Times Late City Edition eid. p. 87. ISSN 0362-4331 
  10. ↑ Karkoschka, I. (18 de maio de 2009). «IAUC 7171: S/1986 U 10; C/1999 J2; B1333 Aql». IAU Circular. Cunsultado an 8 de janeiro de 2011 
  11. ↑ 11,0 11,1 Karkoschka, Erich (2001). «Voyager's Eleventh Discovery of a Satellite of Uranus and Photometry and the First Size Measurements of Nine Satellites». Icarus. 151. pp. 69–77. Bibcode:2001Icar..151...69K. doi:10.1006/icar.2001.6597 
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 Showalter, M. R.; Lissauer, Jack J. (2006). «The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics». Science. 311 (5763). pp. 973–977. Bibcode:2006Sci...311..973S. PMID 16373533. doi:10.1126/science.1122882 
  13. ↑ Gren, Daniel W. I. (9 de outubre de 2003). «IAUC 8217: S/2003 U 3; 157P; AG Dra». IAU Circular. Cunsultado an 8 de janeiro de 2011 
  14. ↑ Hughes, D. W. (1994). «The Historical Unravelling of the Diameters of the First Four Asteroids». R.A.S. Quarterly Journal. 35 (3). pp. 334–344. Bibcode:1994QJRAS..35..331H 
  15. ↑ Denning, W.F. (22 de outubre de 1881). «The centenary of the discovery of Uranus». Scientific American Supplement (303) 
  16. ↑ William Lassell (1852). «Beobachtungen dar Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten. 34. 325 páiginas. Cunsultado an 18 de dezembre de 2008 
  17. ↑ Tyler, G.L.; Sweetnam, D.L.; Anderson, J.D. et al. (1989). «Voyager radio science observations of Neptune and Triton». Science. 246 (4936). pp. 1466–73. Bibcode:1989Sci...246.1466T. PMID 17756001. doi:10.1126/science.246.4936.1466 
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 Thomas, P. C. (1988). «Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates». Icarus. 73 (3). pp. 427–441. Bibcode:1988Icar...73..427T. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1 
  19. ↑ Esposito, L. W. (2002). «Planetary rings» (pdf). Reports On Progress In Physics. 65. pp. 1741–1783. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201 
  20. ↑ 20,0 20,1 Karkoschka, Erich (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus. 151. pp. 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596 
  21. ↑ Dumas, C.; Smith, Bradford A.; and Terrile, Richard J. (2003). «Hubble Space Telescope NICMOS Multiband Photometry of Proteus and Puck». The Astronomical Journal. 126 (2). pp. 1080–1085. Bibcode:2003AJ....126.1080D. doi:10.1086/375909 
  22. ↑ Duncan, Martin J.; Jack J. Lissauer (1997). «Orbital Stability of the Uranian Satellite System». Icarus. 125 (1). pp. 1–12. Bibcode:1997Icar..125....1D. doi:10.1006/icar.1996.5568 
  23. ↑ 23,0 23,1 Jacobson, R. A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data». The Astronomical Journal. 103 (6). pp. 2068–78. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211 
  24. ↑ Mousis, O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics. 413. pp. 373–380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515 
  25. ↑ Hunt, Garry I.; Patrick More (1989). Atlas of Uranus. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 78–85. ISBN 0521343232 
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus. 185 (1). pp. 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005 
  27. ↑ Grundy, W. M.; Young, L.A.; Spencer, J.R.; et al. (2006). «Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations». Icarus. 184 (2). pp. 543–555. Bibcode:2006Icar..184..543G. arXiv:0704.1525 . doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016 
  28. ↑ Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J., Greeley, R. (1996). «Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona». Journal of Geophysical Research. 102 (E6). pp. 13,369–13,380. doi:10.1029/97JE00802 
  29. ↑ Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). «Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities». Icarus. 85 (2). pp. 394–443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S 
  30. ↑ Tittemore, W.C. (1990). «Tidal Heating of Ariel». Icarus. 87 (1). pp. 110–139. Bibcode:1990Icar...87..110T. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4 
  31. ↑ Tittemore, W. C.; Wisdon, J. (1989). «Tenidal Eibolution of the Uranian Satellites II. An Splanation of the Anomalously High Orbital Anclination of Miranda» (PDF). Icarus. 78 (1). pp. 63–89. Bibcode:1989Icar...78...63T. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5 
  32. ↑ Malhotra, R., Dermott, S. F. (1990). «The Role of Secondary Resonances in the Orbital Story of Miranda». Icarus. 85 (2). pp. 444–480. doi:10.1016/0019-1035(90)90126-T 
  33. ↑ 33,0 33,1 Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. et al. (2008). «Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation» (PDF). Icarus. 199 (2). pp. 458–476. doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011 
  34. ↑ 34,0 34,1 «Natural Satellites Ephemeris Service». IAU: Minor Planet Center. Cunsultado an 8 de janeiro de 2011 
  35. ↑ 35,0 35,1 35,2 35,3 Williams, Dr. David R. (23 de nobembre de 2007). «Uranian Satellite Fact Sheet». NASA (National Space Science Data Center). Cunsultado an 20 de dezembre de 2008 
  36. ↑ Jacobson, R.A. (1998). «The Orbits of the Inner Uranian Satellites From Hubble Space Telescope and Voyager 2 Observations». The Astronomical Journal. 115. pp. 1195–1199. Bibcode:1998AJ....115.1195J. doi:10.1086/300263 

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