Oberon (satelit)

Oberon
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
Citra Oberon yang diabadikan oleh Voyager 2 pada tanggal 24 Januari 1986. Sejumlah kawah tubrukan dapat dilihat. Kawah Hamlet, di bawah bagian tengah, memiliki bahan gelap di dasarnya; di kiri atasnya terdapat kawah Othello yang lebih kecil. Di kiri bawah terdapat gunung setinggi 11 km, kemungkinan puncak tengah kawah lain. Mommur Chasma ada di kanan atas.
Penemuan
PenemuWilliam Herschel
Tanggal ditemukan11 Januari 1787[1]
Penamaan
Nama alternatifUranus IV
Ciri-ciri orbit
Sumbu semi-mayor583 520 km[3]
Eksentrisitas0,0014[3]
Periode orbit13,463 234 h[3]
Inklinasi0,058° (ke khatulistiwa Uranus)[3]
Satelit bagiUranus
Ciri-ciri fisik
Jari-jari rata-rata761,4 ± 2,6 km (0,1194 Bumi)[4]
Luas permukaan7 285 000 km²[a]
Volume1 849 000 000 km³[b]
Massa3,014 ± 0,075 × 1021 kg (5,046 × 10−4 Bumi)[5]
Massa jenis rata-rata1,63 ± 0,05 g/cm³[5]
Gravitasi permukaan di khatulistiwa0,348 m/s²[c]
Kecepatan lepas0,726 km/d[d]
Periode rotasiDiduga sinkron[6]
Albedo
  • 0,31 (geometrik)
  • 0,14 (Bond)[7]
Suhu70–80 K[8]
Magnitudo tampak14,1[9]
Atmosfer
Tekanan permukaanNol

Oberon, juga disebut Uranus IV, adalah salah satu satelit besar planet Uranus. Satelit ini merupakan satelit terbesar kedua Uranus, dan terbesar kesembilan di Tata Surya. Oberon ditemukan oleh William Herschel pada tahun 1787 dan dinamai dari nama raja peri-peri dalam A Midsummer Night's Dream karya Shakespeare. Orbitnya sebagian berada di luar magnetosfer Uranus.

Tampaknya Oberon terbentuk dari piringan akresi yang mengelilingi Uranus setelah pembentukannya. Satelit ini terdiri dari es dan bebatuan, dan kemungkinan terdiferensiasi menjadi inti berbatu dan mantel ber-es. Lapisan air mungkin ada di antara mantel dan inti. Permukaan Oberon, yang warnanya gelap dan sedikit merah, tampaknya terbentuk melalui tubrukan asteroid dan komet, dan dilapisi oleh berbagai kawah tubrukan yang diameternya dapat mencapai 210 km. Di Oberon juga terdapat rangkaian chasmata (graben atau gawir) yang terbentuk selama perpanjangan keral sebagai akibat dari perluasan bagian dalam selama evolusi awal.

Sistem Uranus baru dipelajari secara dekat oleh wahana Voyager 2 yang mengabadikan beberapa citra Oberon pada Januari 1986, sehingga 40% permukaan Oberon telah dipetakan.

Penemuan dan penamaan

Oberon ditemukan oleh William Herschel pada 11 Januari 1787; pada hari yang sama ia menemukan satelit terbesar Uranus, yaitu Titania.[1][10] Ia lalu melaporkan penemuan empat satelit lagi,[11] meskipun satelit tersebut ternyata tidak ada.[12] Selama hampir lima puluh tahun setelah penemuannya, Titania dan Oberon tidak diamati oleh alat lain selain milik William Herschel,[13] meskipun satelit ini dapat dilihat dari Bumi dengan teleskop amatir hari ini.[9]

Semua satelit Uranus dinamai dari tokoh yang dibuat oleh William Shakespeare atau Alexander Pope. Nama Oberon berasal dari Oberon, raja peri dalam kisah A Midsummer Night's Dream.[14] Nama semua empat satelit Uranus diusulkan oleh putra Herschel, John, pada tahun 1852 atas permintaan William Lassell,[15] yang telah menemukan dua satelit lain, Ariel dan Umbriel, pada tahun sebelumnya.[16] Bentuk adjektif Oberon dalam bahasa Inggris adalah Oberonian /ˌɒbəˈroʊniən/.[2]

Oberon awalnya disebut sebagai "satelit kedua Uranus", dan pada tahun 1848 diberi sebutan Uranus II oleh William Lassell,[17] walaupun kadang-kadang ia juga menggunakan penomoran William Herschel (dalam penomoran tersebut Titania dan Oberon diberi angka II dan IV).[18] Pada tahun 1851, Lassell menomori empat satelit yang diketahui pada masa itu berdasarkan jarak dari Uranus, dan semenjak itu Oberon disebut Uranus IV.[19]

Orbit

Oberon mengorbit Uranus dari jarak sekitar 584.000 km, menjadikannya yang terjauh di antara lima satelit utama Uranus.[e] Orbit Oberon sedikit eksentrik dan terinklinasi terhadap khatulistiwa Uranus.[3] Periode orbitnya sekitar 13,5 hari, yang sama dengan periode rotasinya. Dalam kata lain, Oberon memiliki orbit sinkron serta terkunci pasang surut (tidal locking, salah satu sisi satelit selalu menghadap Uranus).[6] Sebagian dari orbit Oberon berada di luar magnetosfer Uranus.[20] Akibatnya, permukaannya secara langsung terpapar angin matahari.[8] Hal ini penting karena belahan belakang satelit yang mengorbit di dalam magnetosfer terpapar plasma magnetosfer, yang turut berotasi dengan planet.[20] Paparan ini mungkin mengakibatkan penggelapan belahan belakang, yang dapat diamati di semua satelit Uranus kecuali Oberon.[8]

Karena Uranus mengorbit Matahari di sisinya, dan orbit satelitnya berada di bidang khatulistiwa planet, satelit-satelit tersebut mengalami siklus musim yang ekstrem. Baik kutub utara maupun selatan Oberon diselimuti kegelapan selama 42 tahun, dan 42 tahun kemudian terus terpapar sinar matahari, dengan matahari terbit di dekat zenit di atas salah satu kutub setiap terjadinya titik balik matahari.[8] Penerbangan lintas yang dilakukan Voyager 2 terhadap Oberon berbarengan dengan titik balik musim panas belahan selatan pada tahun 1986, ketika hampir seluruh belahan utara diselimuti kegelapan. Setiap 42 tahun, ketika Uranus mengalami ekuinoks dan bidang khatulistiwanya menyilang dengan Bumi, okultasi satelit-satelit Uranus mungkin terjadi. Peristiwa semacam itu, yang berlangsung selama enam menit, berhasil diamati pada 4 Mei 2007, ketika Oberon mengokultasi Umbriel.[21]

Komposisi dan struktur dalam

Oberon adalah satelit Uranus terbesar kedua setelah Titania, dan satelit terbesar kesembilan di Tata Surya.[f] Kepadatannya tercatat sebesar 1,63 g/cm³,[5] yang lebih besar dari kepadatan satelit Saturnus pada umumnya, yang menunjukkan bahwa Oberon terdiri dari komponen es dan non-es yang setimbang.[23] Komponen non-es dapat terdiri dari materi berbatu dan karbon yang meliputi senyawa organik.[6] Keberadaan es air didukung oleh pengamatan spektroskopik, yang menunjukkan keberadaan es air kristalin di permukaan Oberon.[8] Pita serapan es air lebih kuat pada belahan belakang Oberon daripada di belahan depan. Hal ini berlawanan dengan apa yang diamati di satelit-satelit Uranus lain, yang belahan depannya memiliki tanda es air yang lebih kuat.[8] Penyebab hal ini masih belum diketahui, namun mungkin terkait dengan pembentukan tanah melalui tubrukan di permukaan yang lebih kuat di belahan depan.[8] Tubrukan meteorit cenderung mengeluarkan es dari permukaan, sehingga menyisakan bahan non-es gelap.[8] Bahan gelap tersebut mungkin terbentuk melalui pemrosesan radiatif metana klatrat atau penggelapan radiatif senyawa organik lain.[6][24]

Oberon mungkin terdiferensiasi menjadi inti berbatu yang dikelilingi oleh mantel ber-es.[23] Jika hal ini terjadi, maka jari-jari inti Oberon (480 km) sebesar 63% jari-jari Oberon, dan massanya sekitar 54% massa Oberon-proporsi ini ditentukan melalui komposisi Oberon. Tekanan di pusat Oberon tercatat sekitar 0,5 GPa (5 kbar).[23] Keadaan mantel ber-es saat ini masih belum jelas. Bila es mengandung cukup amonia atau antibeku lainnya, Oberon mungkin memiliki samudra cair di antara inti dan mantel. Ketebalan samudra ini (bila ada) dapat mencapai 40 km dan suhunya sekitar 180 K.[23] Namun, struktur dalam Oberon bergantung kepada sejarah termalnya, yang saat ini belum banyak diketahui.

Kenampakan permukaan dan geologi

Proyeksi gambar Oberon dengan warna semu. Bagian putih masih belum difoto. Kawah besar dengan dasar gelap (sebelah kanan daerah tengah) adalah kawah Hamlet; kawah Othello ada di kiri bawah, dan 'lembah' Mommur Chasma di kiri atas.

Oberon adalah satelit besar tergelap kedua di Uranus setelah Umbriel.[7] Reflektivitas permukaannya berkurang dari 31% pada sudut fase 0° (albedo geometrik) menjadi 22% pada sudut sekitar 1°. Oberon memiliki albedo Bond sekitar 14%.[7] Permukaannya secara umum berwarna merah, kecuali endapan tubrukan yang masih baru, yang biasanya berwarna netral atau sedikit biru.[25] Nyatanya, Oberon adalah satelit termerah di antara satelit-satelit utama Uranus. Belahan depannya lebih merah daripada belahan belakang karena lebih banyak mengandung materi kemerahan.[24] Pemerahan permukaan diakibatkan oleh paparan partikel bermuatan dan mikrometeorit.[24] Namun, kesenjangan warna Oberon lebih mungkin disebabkan oleh akresi materi kemerahan dari luar sistem Uranus, kemungkinan dari satelit iregular, yang akan muncul terutama di belahan depan.[26]

Ilmuwan telah mengenali dua jenis kenampakan permukaan di Oberon: kawah dan chasmata (depresi panjang, curam, dan sedalam lembah[27] yang akan disebut lembah retakan atau gawir di Bumi).[6] Permukaan Oberon merupakan yang paling berkawah di antara satelit-satelit Uranus, dan kepadatan kawah hampir menjadi jenuh-ketika pembentukan kawah baru diseimbangkan dengan penghancuran yang lama. Jumlah kawah yang besar menunjukkan bahwa permukaan Oberon merupakan salah satu yang paling kuno di antara satelit-satelit Uranus.[28] Diameter kawah dapat mencapai 206 kilometer untuk kawah terbesar di satelit tersebut,[28] yaitu kawah Hamlet.[29] Banyak kawah besar yang dikelilingi oleh pecahan (ejecta) tubrukan yang cerah (ray system) yang terdiri dari es.[6] Dasar kawah terbesar, Hamlet, Othello dan Macbeth, terbuat dari bahan yang sangat gelap yang mengendap setelah pembentukannya.[28] Puncak dengan ketinggian 11 km dapat diamati dalam beberapa citra yang diabadikan oleh Voyager di dekat wilayah tenggara Oberon,[30] yang mungkin merupakan puncak di tengah cekungan tubrukan besar dengan diameter sekitar 375 km.[30] Permukaan Oberon terpotong oleh lembah-lembah, yang tidak sebanyak di Titania.[6] Sisi-sisi lembah kemungkinan merupakan gawir yang dihasilkan oleh sesar[g] yang mungkin tua atau baru.[31] Lembang yang paling penting di Oberon adalah Mommur Chasma.[32]

Geologi Oberon dipengaruhi oleh dua gaya: pembentukan kawah tubrukan dan pelapisan kembali secara endogenik.[31] Pembentukan kawah tubrukan terjadi di sepanjang sejarah Oberon dan bertanggung jawab atas kenampakannya hari ini.[28] Pelapisan kembali secara endogenik berlangsung setelah pembentukan Oberon. Proses endogenik tersebut bersifat tektonik dan membentuk lembah, yang sebenarnya merupakan retakan raksasa di kerak es.[31] Lembah menghancurkan sebagian permukaan lama.[31] Keretakan kerak diakibatkan oleh perluasan Oberon sebesar 0,5%,[31] yang terjadi dalam dua fase yang terkait dengan lembah tua dan muda.

Sifat dasar potongan-potongan gelap, yang terutama ditemui di belahan depan dan di dalam kawah, masih belum diketahui. Beberapa ilmuwan mengusulkan bahwa potongan tersebut terbentuk secara kriovulkanik,[28] sementara yang lain meyakini bahwa tubrukan mengeluarkan bahan gelap yang terkubur di bawah es murni (kerak).[25] Berdasarkan hipotesis yang kedua, Oberon seharusnya terdiferensiasi sebagian, dengan kerak es berada di atas bagian dalam yang tak terdiferensiasi.[25]

Kenampakan permukaan di Oberon yang telah dinamai[33]
KenampakanDinamai dariJenisPanjang (diameter), kmKoordinat
Mommur ChasmaMommur, cerita rakyat PerancisChasma53716°18′LS 323°30′BT / 16,3°LS 323,5°BT / -16.3; 323.5
AntonyMark AntonyKawah4727°30′LS 65°24′BT / 27,5°LS 65,4°BT / -27.5; 65.4
CaesarJulius Caesar7626°36′LS 61°06′BT / 26,6°LS 61,1°BT / -26.6; 61.1
CoriolanusCoriolanus12011°24′LS 345°12′BT / 11,4°LS 345,2°BT / -11.4; 345.2
FalstaffFalstaff12422°06′LS 19°00′BT / 22,1°LS 19°BT / -22.1; 19.0
HamletHamlet20646°06′LS 44°24′BT / 46,1°LS 44,4°BT / -46.1; 44.4
LearRaja Lear1265°24′LS 31°30′BT / 5,4°LS 31,5°BT / -5.4; 31.5
MacBethMacbeth20358°24′LS 112°30′BT / 58,4°LS 112,5°BT / -58.4; 112.5
OthelloOthello11466°00′LS 42°54′BT / 66°LS 42,9°BT / -66.0; 42.9
RomeoRomeo15928°42′LS 89°24′BT / 28,7°LS 89,4°BT / -28.7; 89.4
Kenampakan permukaan di Oberon dinamai dari tokoh dan tempat yang terkait dengan karya Shakespeare.[34]

Asal usul dan evolusi

Oberon diduga terbentuk dari piringan akresi atau subnebula: piringan gas dan debu yang ada di sekitar Uranus beberapa saat setelah pembentukannya atau terbentuk dari tubrukan raksasa yang kemungkinan besar membuat Uranus mengalami kemiringan sumbu.[35] Komposisi pasti subnebula tersebut masih belum diketahui; namun, kepadatan Oberon dan satelit Uranus lain yang relatif tinggi bila dibandingkan dengan satelit-satelit Saturnus menunjukkan kurangnya kandungan air.[h][6] Kandungan karbon dan nitrogen mungkin ada dalam bentuk karbon monoksida dan N2 daripada metana dan amonia.[35] Satelit yang terbentuk dalam subnebula tersebut akan mengandung lebih sedikit es air (dengan CO dan N2 terperangkap sebagai klarat) dan lebih banyak bebatuan, sehingga menjelaskan mengapa satelit-satelit Uranus memiliki kepadatan yang besar.[6]

Akresi Oberon mungkin berlangsung selama beberapa ribu tahun.[35] Tubrukan yang menyertai akresi menyebabkan pemanasan lapisan luar Oberon.[36] Di kedalaman sekitar 60 km suhu maksimal dapat mencapai 230 K.[36] Setelah berakhirnya pembentukan, lapisan bawah permukaan mendingin, sementara bagian dalam Oberon memanas akibat peluruhan unsur radioaktif di bebatuannya.[6] Lapisan dekat permukaan yang sedang mendingin berkontraksi, sementara bagian dalam meluas. Hal ini mengakibatkan tekanan perluasan yang kuat di kerak Oberon yang menyebabkan keretakan. Rangkaian lembah yang ada saat ini mungkin diakibatkan oleh proses ini, yang berlangsung selama sekitar 200 juta tahun,[37] sehingga menunjukkan bahwa aktivitas endogenik yang disebabkan oleh hal tersebut sudah berakhir miliaran tahun lalu.[6]

Pemanasan akresional awal bersamaan dengan peluruhan radioaktif yang berlanjut mungkin mampu mencairkan es[37] bila terdapat unsur antibeku seperti amonia (dalam bentuk amonia hidrat) atau garam.[23] Pencairan lebih lanjut dapat mengakibatkan pemisahan es dari bebatuan dan pembentukan inti berbatu yang dikelilingi oleh mantel ber-es. Lapisan samudra cair yang kaya akan amonia yang larut mungkin terbentuk di antara inti dan mantel.[23] Suhu eutektik campuran ini adalah 176 K.[23] Bila suhu turun di bawah angka ini, samudra seharusnya saat ini telah beku. Pembekuan air akan menyebabkan perluasan bagian dalam, yang mungkin juga menyebabkan pembentukan graben yang seperti lembah.[28] Hanya saja, pengetahuan tentang evolusi Oberon masih terbatas.

Penjelajahan

Sejauh ini, satu-satunya citra dekat Oberon diabadikan oleh wahana Voyager 2, yang mengabadikan satelit tersebut selama terbang lintas di Uranus pada Januari 1986. Jarak terdekat Voyager 2 dari Oberon adalah 470.600 km.[38] Citra terbaik Oberon memiliki resolusi 6 km.[28] Citra tersebut meliputi sekitar 40% permukaan, namun hanya 25% permukaan yang dicitrakan dengan resolusi yang memungkinkan pemetaan geologis.[28] Pada saat terbang lintas, belahan selatan Oberon sedang menghadap Matahari, sehingga belahan utara yang gelap tak dapat dipelajari.[6] Belum ada wahana lain yang pernah mengunjungi sistem Uranus, dan sejauh ini belum ada misi ke Uranus yang direncanakan.

Catatan

  1. ^ Luas permukaan berasal dari jari-jari r: 4πr2.
  2. ^ Volume v berasal dari jari-jari r: 4πr3/3.
  3. ^ Gravitasi permukaan berasal dari massa m, konstanta gravitasi G dan jari-jari r: Gm/r2.
  4. ^ Kecepatan lepas berasal dari massa m, konstanta gravitasi G dan jari-jari r: √2Gm/r.
  5. ^ Lima satelit utama Uranus adalah Miranda, Ariel, Umbriel, Titania dan Oberon.
  6. ^ Delapan satelit yang lebih besar dari Oberon adalah Ganymede, Titan, Callisto, Io, Bulan, Europa, Triton, dan Titania.[22]
  7. ^ Beberapa lembah di Oberon merupakan graben.[28]
  8. ^ Misalnya, Tethys, satelit Saturnus, memiliki kepadatan sebesar 0,97 g/cm³, yang menunjukkan bahwa satelit tersebut mengandung lebih dari 90% air.[8]

Catatan kaki

  1. ^ a b DOI:10.1098/rstl.1787.0016 10.1098/rstl.1787.0016
    Rujukan ini akan diselesaikan secara otomatis dalam beberapa menit. Anda dapat melewati antrian atau membuat secara manual
  2. ^ a b Shakespeare, William (1935). A midsummer night's dream. Macmillan. hlm. xliv. ISBN 0-486-44721-9. 
  3. ^ a b c d e "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. 
  4. ^ Thomas, P. C. (1988). "Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates". Icarus 73 (3): 427–441. Bibcode:1988Icar...73..427T. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1.  edit
  5. ^ a b c Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (June 1992). "The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data". The Astronomical Journal 103 (6): 2068–2078. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211.  edit
  6. ^ a b c d e f g h i j k l Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H. et al. (4 July 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233 (4759): 43–64. Bibcode:1986Sci...233...43S. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889.  |displayauthors= suggested (help) edit
  7. ^ a b c Karkoschka, Erich (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151 (1): 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596.  edit
  8. ^ a b c d e f g h i Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 2006). "Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus 184 (2): 543–555. arXiv:0704.1525. Bibcode:2006Icar..184..543G. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016.  edit
  9. ^ a b Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. hlm. 109. ISBN 978-0-521-44492-7. 
  10. ^ DOI:10.1098/rstl.1788.0024 10.1098/rstl.1788.0024
    Rujukan ini akan diselesaikan secara otomatis dalam beberapa menit. Anda dapat melewati antrian atau membuat secara manual
  11. ^ Herschel, William, Sr. (1 January 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. Bibcode:1798RSPT...88...47H. doi:10.1098/rstl.1798.0005.  edit
  12. ^ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  13. ^ Herschel, John (March 1834). "On the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3Q..35H. 
  14. ^ Kuiper, G. P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146.  edit
  15. ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (dalam bahasa German) 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. 
  16. ^ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. 
  17. ^ Lassell, W. (1848). "Observations of Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  18. ^ Lassell, W. (1850). "Bright Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135. Bibcode:1850MNRAS..10..135L. 
  19. ^ Lassell, William (December 1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198.  edit
  20. ^ a b Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (July 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Sci...233...85N. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894.  edit
  21. ^ DOI:10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x 10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x
    Rujukan ini akan diselesaikan secara otomatis dalam beberapa menit. Anda dapat melewati antrian atau membuat secara manual
  22. ^ "Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory, NASA. Diakses January 31, 2009. 
  23. ^ a b c d e f g Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.  edit
  24. ^ a b c (1991) "A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images" (Conference Proceedings) in Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. {{{booktitle}}}: 473–489, Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. 
  25. ^ a b c Helfenstein, P.; Hillier, J.; Weitz, C.; Veverka, J. (March 1990). "Oberon: Color Photometry and its Geological Implications". Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston) 21: 489–490. Bibcode:1990LPI....21..489H. 
  26. ^ Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (March 1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites". Icarus 90 (1): 1–13. Bibcode:1991Icar...90....1B. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. ISSN 0019-1035.  edit
  27. ^ USGS Astrogeology: Gazetteer of Planetary Nomenclature – Feature Types
  28. ^ a b c d e f g h i Plescia, J. B. (December 30, 1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,918–14,932. Bibcode:1987JGR....9214918P. doi:10.1029/JA092iA13p14918. ISSN 0148-0227.  edit
  29. ^ USGS/IAU (October 1, 2006). "Hamlet on Oberon". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Diakses 2012-03-28. 
  30. ^ a b Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (October 2004). "Large impact features on middle-sized icy satellites" (PDF). Icarus 171 (2): 421–443. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009.  edit
  31. ^ a b c d e Croft, S. K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda". {{{booktitle}}} 20, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
  32. ^ "Oberon: Mommur". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Diakses 2009-08-30. 
  33. ^ "Oberon Nomenclature Table Of Contents". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Diakses 2010-08-30. 
  34. ^ Strobell, M. E.; Masursky, H. (March 1987). "New Features Named on the Moon and Uranian Satellites". Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–965. Bibcode:1987LPI....18..964S. 
  35. ^ a b c Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics 413: 373–380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515.  edit
  36. ^ a b Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8779–8794. Bibcode:1988JGR....93.8779S. doi:10.1029/JB093iB08p08779.  edit
  37. ^ a b Hillier, John; Squyres, Steven W. (August 1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–15,674. Bibcode:1991JGR....9615665H. doi:10.1029/91JE01401.  edit
  38. ^ Stone, E. C. (December 30, 1987). "The Voyager 2 Encounter with Uranus". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. Bibcode:1987JGR....9214873S. doi:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227.  edit

Pranala luar



Sumber :
id.wikipedia.org, diskusi.biz, wiki.ggkarir.com, dsb.