Saltar ao contido

Titania (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Non confundir con Titán (lúa) ou 593 Titania.
Titania
Imaxe da alta resolución tomada pola Voyager 2 o 24 de xaneiro de 1986
Descubrimento
Descuberta por William Herschel
Descuberta o 11 de xaneiro do 1787[1]
Designacións
Designación alternativa Urano III
Características orbitais
Eixo semi-maior 435.910 km[2]
Excentricidade 0,0011[2]
Período orbital 8,706234 d[2]
Inclinación 0,340° (respecto do ecuador de Urano)[2]
é satélite de Urano
Características físicas
Radio medio 788,4 ± 0,6}} km (0,1235 radios terrestres)[3]
Área superficial 7.820.000 km² [nota 1]
Volume 2.065.000.000 km³ [nota 2]
Masa 3,527 ± 0,09 x 1021 kg (5,908 x 10−4 masas da Terra)[4]
Densidade media 1,711 ± 0,005 g/cm³[3]
Gravidade superficial 0,38 m/s2 [nota 3]
Velocidade de escape 0,773 km/s[nota 4]
Período de rotación sincrónica[5](asumida)
Oblicuidade da eclíptica 0[5]
Albedo 0,35(xeométrico),
0,17 (bond)[6]
Temperatura superficial ~70 ± 7 K (temp. máxima 89 K) dentro do solsticio[3]
Magnitude 13,9[7]

Titania é a lúa máis grande e masiva das lúas de Urano, e é a oitava lúa máis masiva do Sistema Solar. Foi descuberta por William Herschel no ano 1787, Titania recibiría o nome da raíña das fadas que aparece na obra de William Shakespeare, A Midsummer Night's Dream. A súa órbita descansa dentro da magnetosfera de Urano.

Titania está composta de proporcións equitativas de xeo de auga e compoñentes rochosos, e é posible que teña un núcleo e un manto xeado diferenciados. Tamén podería ter unha capa de auga líquida entre o núcleo e o manto. A superficie de Titania, a cal é relativamente escura e tinguida de vermello, aparece marcada polos impactos e procesos endóxenos. Está cuberta por numerosos cráteres de impacto, chegando algún deles a ter 326 km de diámetro, pero con todo está menos craterizado có satélite máis externo de Urano, Oberón. Titania probablemente sufriu un proceso de remodelación da súa antiga superficie máis craterizada cá actual, está remodelación tivo lugar nas primeiras etapas da evolución da lúa. A superficie de Titania está cortada por grandes canons e escarpas, resultado da expansión do seu interior durante etapas posteriores á remodelación da superficie da lúa. Coma case tódalas lúas de Urano, Titania formouse probablemente nun disco de acrección que rodeaba o planeta xusto despois da formación deste.

A presenza de xeo de auga e dióxido de carbono na superficie de Titania foi referendada polas obsevacións do espectro infravermello feitas no 2001-2005, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa, estas observacións suxiren que a lúa podería posuír unha atmosfera de dióxido de carbono moi tenue, cunha presión de 10 pbar. As medicións durante unha ocultación de Titania por parte dunha estrela revelaron que non podía existir unha atmosfera por riba dunha presión superficial de 10–20 nanobars.

Ata o 2009, Titania, só puido ser estudada de preto pola sonda espacial Voyager 2, a cal fotografou a lúa durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. Tomou bastantes imaxes de Titania, as cales permitiron facer un mapa do 40 % da superficie da lúa.

Descubrimento e nomeamento

[editar | editar a fonte]

Titania foi descuberta por William Herschel o 11 de xaneiro de 1787, o mesmo día que descubriu a segunda lúa máis grande de Urano, Oberón.[1][8] Máis tarde informaría do descubrimento doutros catro satélites máis,[9] aínda que hoxe en día pensase que estes catro satélites seguramente foran falsos.[10] Durante os seguintes cincuenta anos, Titania e Oberón non puideron ser vistas por outros instrumentos que non fosen os de William Herschel,[11] aínda que hoxe en día a lúa pode ser vista dende a Terra cun bo telescopio afeccionado.[7]

Tódalas lúas de Urano teñen nomes das personaxes das obras de William Shakespeare ou Alexander Pope. O nome de Titania foi tomado da raíña das fadas que aparece na obra de William Shakespeare, A Midsummer Night's Dream.[12] Os nomes dos outros catro grandes satélites de Urano foron suxeridos por John Herschel (fillo de William Herschel) en 1852 a petición de Lassell,[13] quen descubrira outras dúas lúas de Urano, Ariel e Umbriel, o ano anterior.[14]

Titania foi inicialmente considerada coma "o primeiro satélite de Urano", e en 1848 recibiu a designación de Urano I por parte de William Lassell,[15] aínda que algunhas veces usaba a numeración de William Herschel (onde Titania e Oberón eran o II e o IV, respectivamente).[16] No ano 1851, Lassell fixo unha numeración con números romanos das lúas baseándose na distancia respecto de Urano, e dende entón Titania é designada coma Urano III.[17]

Órbita

[editar | editar a fonte]

Titania orbita Urano unha distancia duns 436.000 km, sendo a segunda lúa máis afastada de Urano entre as cinco grandes lúas do planeta.[nota 5] A órbita de Titania ten unha excentricidade pequena e a súa inclinación respecto do ecuador de Urano é moi pequena.[2] O seu período orbital rolda os 8,7 días, o cal coincide co seu período rotacional; noutras palabras, Titania ten unha órbita sincrónica, cunha das súas cara apuntando permanentemente cara ó planeta.[5]

A órbita de Titania descansa complemente dentro da magnetosfera de Urano.[18] Isto é importante, xa que os satélites orbitando dentro dunha magnetosfera son golpeados polo plasma magnetosférico, o cal rota solidariamente co planeta.[19] Este bombardeo posiblemente conduza a un escurecemento dos hemisferios alcanzados polo plasma nos satélites que se encontren nesta situación, este fenómeno de escurecemento foi observado en tódalas grandes lúas de Urano excepto Oberón.[18]

Coma Urano orbita ó redor do Sol de lado, e as súas lúas orbitan ó redor do plano ecuatorial do planeta, estas pois están (incluíndo a Titania) suxeitas a un ciclo estacional extremo. Ámbolos dous hemisferios (tanto sur coma norte) están 42 anos na escuridade e outros 42 anos recibindo a luz do sol.[18] Cada 42 anos, cando Urano está no equinoccio e o seu plano ecuatorial cruza coa Terra, fai nese intre posible a ocultación mutua entre as lúas de Urano. No 2007–2008 ocorreron varios eventos desa índole, incluíndo dúas ocultacións de Titania por parte de Umbriel o 15 de agosto 15 e o 8 de decembro de 2007, así coma de Ariel por parte de Umbriel o 19 de agosto do 2007.[20]

Composición e estrutura interna

[editar | editar a fonte]
Imaxe tomada pola Voyager 2, na cal se poden apreci-los profundos canons de Titania.

Titania e a lúa máis grande e masiva das lúas de Urano, e é a oitava lúa máis masiva do Sistema Solar.[nota 6] a súa densidade é de 1,71 g/cm3,[4] a cal é moito máis alta ca densidade típica dos satélites de Saturno, indicando que debería ter proporcións equitativas de xeo de auga e compoñentes rochosos;[22] este segundo grupo, as rochas, poderían incluír, a parte das propias rochas, compostos orgánicos.[5] A presenza de auga esta referendada polas obsevacións do espectro infravermello feitas no 2001-2005, as cales revelan a existencia de xeo de auga cristalino na superficie da lúa.[18] A banda de absorción do xeo de auga é máis forte no hemisferio de vangarda que no hemisferio de "retagarda", en oposición o que foi observado en Oberón, o cal exhibe unhas liñas de absorción do xeo de auga máis fortes no hemisferio de retagarda.[18] A causa desta asimetría é descoñecida, pero seguramente esta relacionada co bombardeo de partículas cargadas de enerxía procedentes da magnetosfera de Urano, o cal é moito máis intenso no hemisferio de retagarda, debido á rotación solidaria do plasma da magnetosfera de Urano coa rotación do propio planeta.[18] As partículas cargadas de enerxía tende a pulveriza-lo xeo de auga e descompoñe-los materiais orgánicos, tinguindo de negro os materiais con carbono.[18]

A parte da auga, só se puido identificar outro composto na superficie de Titania usando a espectroscopia infravermella, este composto é o dióxido de carbono, o cal está concentrado no hemisferio de retagarda.[18] Outros posibles candidatos a constitui-los materiais escuros da superficie serían as rochas, varios tipos de sales e diversos compostos orgánicos.[5] A orixe do dióxido de carbono non está completamente aclarada. Podería estar producido localmente polos carbonatos ou polos materiais orgánicos que están baixo o bombardeo das partículas cargadas de enerxía procedentes da magnetosfera de Urano ou da radiación ultravioleta procedente do Sol. O primeiro fenómeno explicaría a asimetría da distribución deste composto na superficie da lúa, xa que o hemisferio de retagarda recibe máis bombardeo de partículas co hemisferio de vangarda. Outra posibilidade é a desgasificación do CO2 primordial atrapado nos xeos de Titania. A fuga de CO2 do interior da lúa podería estar relacionado coa actividade xeolóxica pasada da lúa.[18]

Titania podería ter un núcleo e un manto diferenciados.[22] Neste caso, o radio do núcleo sería (520 km) do redor do 66% do radio da lúa, e cunha masa que sería o 58% da masa total da lúa —os parámetros están baseados na composición da lúa. A presión no centro de Titania está ó redor de 0,58 GPa (5,8 kbar).[22] O estado actual do manto de xeo é pouco coñecido. Se o xeo contén suficiente amoníaco ou outros compostos con propiedades anticonxelantes, entón Titania podería ter un océano líquido entre o manto e o núcleo. Este delgado océano, se existise, tería un ancho máximo de 50 km e tería unha temperatura de 190 K.[22] Hai que dicir que a presente estrutura interna da lúa depende en gran medida do seu historial termal, o cal é pouco coñecido.

A súa superficie e os seus accidentes xeolóxicos

[editar | editar a fonte]
Mapa de Titania cos nomes dos seus accidente xeolóxicos máis importantes.
Messina Chasma, o gran canon de Titania.
Véxase tamén o artigo: Lista dos accidentes xeolóxicos da lúas de Urano.

Entre as grandes lúas de Urano, Titania posúe un brillo intermedio entre o baixo brillo de Oberón e Umbriel, e o alto albedo de Ariel e Miranda.[6] A superficie da lúa amosa un marcado efecto de oposición: a súa refractividade decrece dende o 36% nun ángulo de fase de 0° (albedo xeométrico) ó 25% nun ángulo do redor 1°. Titania ten un albedo de bond relativamente baixo, ó redor do 17%.[6] A súa superficie tínguese suavemente cara ó vermello.[23] Por outra banda, os depósitos procedentes dos impactos máis novos son máis azuis, mentres cás planicies situadas no hemisferio de vangarda preto do cráter Úrsula e o longo dalgúns grabens tiran máis ó vermello.[24] Isto podería estar debido a asimetría entre o hemisferio de retagarda e o hemisferio de vangarda[25], o primeiro sería máis vermello có segundo nun 8%.[nota 7] Con todo, a diferenza de cor é relativa a estas planicies e podería ser accidental.[23] O tinguido de vermello das superficies podería estar debido ó bombardeo por parte de partículas cargadas de enerxía e micrometeoritos ó longo de toda a existencia do Sistema Solar.[23]

Os científicos déronlle recoñecemento oficial a tres tipos de accidentes xeolóxicos en Titania: cráteres, chasmata (canóns) e rupes (escarpas).[26] A superficie de Titania está menos craterizada cás superficies de Oberón ou Umbriel, o cal significa que é moito máis nova.[24] O diámetro do cráteres van dun rango duns cantos kms a chegar a acada-los 326 quilómetros que ten o cráter máis grande,[24] Xertrude.[27] Algúns cráteres (por exemplo, Úrsula e Jessica) están rodeados dun brillante sistema de raios consisten nun depósito de xeos relativamente fresco, procedentes estes depósitos do material expelido durante o impacto.[5] Tódolos grandes cráteres de Titania teñen unha planicie no seu interior cun pico central. A excepción de Úrsula, o cal ten unha fosa no centro.[24] Ó oeste de Xertrude existe unha área de topografía irregular chamada a chaira sen nome, a cal podería ser outro gran cráter moi degradado xa, duns 330 km de diámetro.[24]

Diagrama explicativo da aparición dos graben e horst.

A superficie de Titania está cruzada por sistemas de enormes fallas ou escarpas. Nalgúns lugares dúas escarpas paralelas forman grabens,[5] ou tamén chamados canons.[28] O canon máis importante de Titania é Messina Chasma, a cal ten máis de 1500 km de longo e vai dende o ecuador ó polo sur da lúa.[26] Os grabens en Titania teñen un ancho de 20–50 km e entre dous e cinco km de profundidade.[5] As escarpas que non teñen relacións con canons son chamadas rupes, comas as Rousillon Rupes preto do cráter Úrsula.[26] As rexións ó longo dalgunhas escarpas e preto de Úrsula amósanse cun relevo suave nas fotografías tomadas polas Voyager. Estas chairas son probablemente o resultado dun remodelado da superficie de Titania nun pasado recente, posterior este proceso á formación da meirande parte dos cráteres existentes na lúas. O proceso de remodelado podería ser de carácter endóxeno, incluíndo posibles erupcións baseadas no criovulcanismo, ou quizais a achega de materiais procedería do material expelido dos grandes cráteres de impacto.[24] Os grabens son probablemente os accidentes xeolóxicos máis recentes da lúa, xa que cortan moitos cráteres e moitas chairas de relevo suave.[28]

A xeoloxía de Titania estivo influenciada por dúas forzas en competencia: a formación de cráteres de impacto e a remodelación endóxena da superficie.[28] A craterización percorre toda a historia da lúa e modificou tódalas súas superficies (presentes e pasadas); por outro lado os procesos endóxenos son de natureza global e foron principalmente máis activos no período posterior á formación da lúa.[24] Estes procesos borraron as vellas superficies craterizadas da lúa, explicando así o relativamente baixo número de cráteres que posúe hoxe en día Titania.[5] Procesos adicionais de remodelación puideron acontecer máis tarde formando así as chairas suaves.[5] As chairas tamén poderían se-lo resultado da achega de material procedente dos materiais expelidos na formación dos grandes cráteres de impacto próximos a esas chairas.[28] O proceso endóxeno máis recente foi de carácter tectónico e causou a formación dos canons, o cales son grandes fendas na cortiza de xeo.[28] O rachado da cortiza foi provocado por unha expansión do interior da lúa nun 0,7%.[28]

Atmosfera

[editar | editar a fonte]

A presenza do dióxido de carbono na superficie suxire que Titania quizais posúa unha tenue atmosfera estacional de CO2, de xeito semellante a atmosfera a lúa de Xúpiter, Calisto.[nota 8][3] É moi pouco probable a presenza doutros gases coma o nitróxeno ou o metano, por que a lúa ten unha gravidade moi baixa coma para poder reter estes elementos. A temperatura máxima que se estima que se pode acadar durante o solsticio de verán en Titania é de 89 K, a presión do vapor de dióxido de carbono nesas condicións rolda os 3 nbar.[3]

O 8 de setembro do 2001, Titania foi ocultada por unha estrela brillante (HIP106829) cunha magnitude visible de 7,2; esta era unha boa oportunidade para precisar aínda máis o diámetro da lúa e algunhas outras das súas efemérides, e tamén unha boa oportunidade para detecta-la súa atmosfera. Os datos revelaron que non existía unha atmosfera por riba dunha presión superficial de 10–20 nanobars; de existir, esta debería ser moito máis tenue cás atmosferas de Tritón ou Plutón.[3] O límite superior destas medicións é varias veces superior á presión superficial máxima que pode acada-lo dióxido de carbono, o cal significa que estas medicións non restrinxen os parámetros dunha posible atmosfera en Titania.[3]

A peculiar xeometría de sistema de Urano causa cos polos das lúas reciban máis enerxía cás rexións ecuatoriais.[18] A presión do vapor de dióxido e carbono aumenta co aumento da temperatura,[3] isto permitiría a acumulación do dióxido de carbono en latitudes baixas da lúa, que estaría de xeito estable en rexións cun albedo alto e en forma de xeo en rexións escuras. Durante o verán, cando a temperatura polar acada os 85–90 K,[3][18] o dióxido de carbono sublimase e migra ó polo oposto e as rexións ecuatoriais, establecendo así un tipo de ciclo do carbono. O xeo de dióxido de carbono pode ser eliminado polas partículas magnetosféricas que impactan contra a superficie da lúa. Titania seguramente perdeu boa parte do seu dióxido de carbono dende a súa formación hai xa máis de 4.600 millóns de anos.[18]

Orixe e evolución

[editar | editar a fonte]

Pénsase que Titania se formou nun disco de acrección ou unha subnebulosa; un disco de po e gas que existía o redor de Urano despois da formación do planeta ou creado por un impacto masivo que lle deu a Urano a súa gran oblicuidade.[29] A composición precisa da subnebulosa é descoñecida; pero a densidade relativamente alta das lúas de Urano en comparación coa densidade das lúas de Saturno indica que esa nebulosa primixenia poderían ser relativamente pobre en auga.[nota 9][5] Poderían estar tamén presentes cantidades significativas de nitróxeno e carbono en forma de monóxido de carbono e N2 no canto de amoníaco e metano.[29] As lúas formadas nesta subnebulosa poderían conter menos xeo de auga (con CO e N2 atrapado coma clatrato) e máis rochas, explicando así a súa maior densidade.[5]

O acrecentamento de Titania puido durar varios cento de anos.[29] Os impactos que acompañaron a acrección de material causaron o quecemento da superficie da lúa.[30] A temperatura máxima debeu acadar uns 250 K e alcanzar unha profundidade de 60 km.[30] Despois do remate da fase de formación, a capa interior da superficie arrefriouse, mentres co interior de Titania queceu debido á desintegración de elementos radioactivos presentes nas súas rochas.[5] O arrefriamento das capas próximas á superficie provocou á súa contracción mentres co interior expandiuse. Isto causou unha forte tensión mecánica na superficie da lúa, a cal moi posiblemente fixo que esta rachase. Os canons presentes na lúa poderían se-lo resultado deste proceso, o cal puido durar ó redor de 200 millóns de anos,[31] implicando cá actividade endóxena rematou hai miles de millóns de anos.[5]

O quecemento inicial durante a acrección de material xunto coa desintegración de elementos radioactivos puido ocasiona-la fusión dos xeos, se estes estaban mesturados con compostos con propiedades anticonxelantes coma o amoníaco.[30] O quecemento dos xeos puido implica-las separación dos xeos e as rochas, facendo así un posible núcleo rodeado dun manto de xeos. Tamén cabe a posibilidade de que se formase unha capa de auga líquida rica en amoníaco entre o núcleo e o manto da lúa.[22] A temperatura eutéctica desta mestura é de 176 K.[22] Se a temperatura caeu por debaixo desta temperatura, implicaría que actualmente estaría conxelado, o cal é o máis probable. A solidificación da auga tería coma consecuencia unha expansión do interior da lúa, fenómeno que sería a causa máis probable da formación da meirande parte dos canons que existen na superficie de Titania.[24] Débese con todo, subliñar que hoxe en día o coñecemento sobre a evolución desta lúa é pouco preciso e bastante limitado.

Exploración

[editar | editar a fonte]

As imaxes tomadas máis de preto de Titania foron feitas pola sonda espacial Voyager 2, a cal fotografou a lúa durante o sobrevoo de Urano en xaneiro do 1986. A distancia máis curta entre a Voyager 2 e Titania foi de só 365.200 km,[32] as mellores imaxes da lúa teñen unha resolución do redor de 3,4 km (só Miranda e Ariel foron fotografadas cunha mellor resolución).[24] As imaxes cobren preto do 40% da superficie, pero só o 24% foi fotografada coa resolución necesaria para facer un mapeo xeolóxico. Durante o sobrevoo, o hemisferio sur de Titania (coma o do resto das outras lúas) estaba apuntando cara ó Sol, así pois o hemisferio norte non puido ser estudado.[5] Ningunha outra sonda espacial (de momento) foi enviada a Urano (e Titania), e non existen misións en proxecto para visitar este planeta nun futuro a curto prazo.

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ A área superficial extraida da fórmula baseada no radio r: .
  2. ↑ Volume v extraido da fórmula baseada no radio r: .
  3. ↑ A gravidade superficial foi extraida da seguinte formula onde m é a masa, G a constante da gravidade e r o radio: .
  4. ↑ A velocidade de escape foi extraida da seguinte fórmula, onde m é a masa, G a constante da gravidade e r é o radio: .
  5. ↑ As cinco grandes lúas de Urano son Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberón.
  6. ↑ As outras sete lúas máis masivas cá Titania son Ganímedes, Titán, Calisto, Ío, a nosa Lúa, Europa, e Tritón.[21]
  7. ↑ A cor está determinada pola taxa dos albedos vistos a través dos filtros (da voyager) do verde (0,52–0,59 μm) e do violeta (0,38–0,45 μm).[23][25]
  8. ↑ A presión parcial do CO2 na superficie de Calisto é do redor de 10 pbar.
  9. ↑ Coma indicación, Tetis, unha lúa de Saturno, ten unha densidade de 0,97 g/cm3, o cal significa que está composta por auga nunha porcentaxe superior ó 90%.[18]
  1. ↑ 1,0 1,1 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. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology (ed.). "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 3,7 3,8 Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. e o seu equipo. (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. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 25 de xullo de 2014. Consultado o 06 de xaneiro de 2010. 
  4. ↑ 4,0 4,1 Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. e 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): 2068–78. doi:10.1086/116211. 
  5. ↑ 5,00 5,01 5,02 5,03 5,04 5,05 5,06 5,07 5,08 5,09 5,10 5,11 5,12 5,13 5,14 Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. e o seu equipo. (1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233: 97–102. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43. 
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151: 51–68. doi:10.1006/icar.2001.6596. 
  7. ↑ 7,0 7,1 Newton, Bill; Teece, Philip (1995). Cambridge University Press, ed. The guide to amateur astronomy. p. 109. ISBN 9780521444927. 
  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. 
  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. 
  10. ↑ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. 
  11. ↑ Herschel, John (1834). "On the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36. 
  12. ↑ Kuiper, Gerard P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. doi:10.1086/126146. 
  13. ↑ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (en German) 34: 325. Consultado o 18-12-2008. 
  14. ↑ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. 
  15. ↑ Lassell, W. (1848). "Observations of Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. 
  16. ↑ Lassell, W. (1850). "Bright Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135. 
  17. ↑ Lassell, W. (1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70. doi:10.1086/100198. 
  18. ↑ 18,00 18,01 18,02 18,03 18,04 18,05 18,06 18,07 18,08 18,09 18,10 18,11 18,12 Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, J.R. e o seu equipo. (2006). "Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus 184: 543–555. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. arxiv:/0704.1525. 
  19. ↑ Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; e o seu equipo. (1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233: 85–89. PMID 17812894. doi:10.1126/science.233.4759.85. 
  20. ↑ Miller, C.; Chanover, N. J. (2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus 200 (1): 343–6. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010. 
  21. ↑ Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics) (ed.). "Planetary Satellite Physical Parameters". Consultado o 28-05-2009. 
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 22,5 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: 258–273. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 23,3 Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston, ed. "Search for spectral units on Uranian satellites using color ration images". Proceeding of the Lunar and Planetary Science 21: 473–489. 
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 24,3 24,4 24,5 24,6 24,7 24,8 Plescia, J.B. (1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14.918–32. doi:10.1029/JA092iA13p14918. 
  25. ↑ 25,0 25,1 Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites". Icarus 90: 1–13. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. 
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 USGS Astrogeology (ed.). "Umbriel Nomenclature Table Of Contents". Gazetteer of Planetary Nomenclature. Consultado o 26-09-2009. 
  27. ↑ USGS Astrogeology (ed.). "Titania: Gertrude". Gazetteer of Planetary Nomenclature. Consultado o 03-09-2009. 
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 28,3 28,4 28,5 Conferencia: New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda (1989) por Croft, S.K.; editada polo Lunar and Planetary Sciences Institute na obra Proceeding of Lunar and Planetary Sciences, vol.20,páxina 205C.
  29. ↑ 29,0 29,1 29,2 Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics 413: 373–80. doi:10.1051/0004-6361:20031515. 
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 Squyres, Steven W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretional heating of satellites of Satutn and Uranus". Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779–94. doi:10.1029/JB093iB08p08779. 
  31. ↑ Hillier, John; Squyres, Steven (1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–74. doi:10.1029/91JE01401. 
  32. ↑ Stone, E.C. (1987). "The Voyager 2 Encounter With Uranus". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14.873–76. doi:10.1029/JA092iA13p14873. 

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas

[editar | editar a fonte]
Traído desde «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Titania_(lúa)&oldid=6482051»