Oberon (műholdas)

Az Oberon az Uránusz  második legnagyobb és legmasszívabb holdja , a kilencedik és a tizedik legnagyobb műhold a Naprendszerben . Más néven Uranus IV . William Herschel fedezte fel 1787-ben. Nevét William Shakespeare Szentivánéji álom című művéből a tündérek és manók királyáról kapta . A nagy műholdak közül a legtávolabbi az Uránusztól . Pályája részben a bolygó magnetoszféráján kívül helyezkedik el .

Valószínű, hogy az Oberon egy akkréciós korongból alakult ki, amely közvetlenül a kialakulás után körülvette az Uránuszt. A műhold nagyjából egyenlő mennyiségű kőből és jégből áll, és valószínűleg sziklás magra és jeges köpenyre különböztetik meg. A határukon talán folyékony vízréteg található .

Az Oberon felülete sötét, vörös árnyalattal. Domborzatát főként aszteroidák és üstökösök becsapódása alakította ki, amelyek számos , akár 210 km átmérőjű krátert hoztak létre . Az Oberonnak van egy kanyonrendszere ( graben ), amely a kéreg megnyúlásával alakult ki, a belek kiterjedésének eredményeként történetének korai szakaszában .

Az Oberon, akárcsak az Uránusz egész rendszere, csak egy űrhajót – a Voyager 2 -t – vizsgált közelről . 1986 januárjában a műhold közelében repült, több képet készített, amelyek lehetővé tették a felszínének körülbelül 40%-ának tanulmányozását. .

A felfedezés, névadás és tanulmányozás története

Az Oberont William Herschel fedezte fel 1787. január 11- én (a Titániával egy napon és 6 évvel az Uránusz után) [1] [9] . Herschel később további négy műhold felfedezéséről számolt be [10] , de ezek a megfigyelések tévesnek bizonyultak [11] . Titániát és Oberont felfedezésük után 50 évig senki sem figyelte meg Herschel [12] kivételével , az akkori teleszkópok gyenge áthatoló ereje miatt. Most ezek a műholdak figyelhetők meg a Földről kiváló minőségű amatőr teleszkópok segítségével [7] .

Kezdetben az Oberont az "Uránusz második holdjának" nevezték, 1848-ban William Lassell az "Uránusz II" nevet adta [13] , bár néha William Herschel számozását használta, amelyben Titániát és Oberont "Uránusz II"-nek, "Uránusz IV" [14] . Végül 1851-ben Lassell római számokkal jelölte meg az akkor ismert négy műholdat a bolygótól való távolságuk sorrendjében. Azóta Oberon az "Uranus IV" elnevezést viseli [15] .

Ezt követően az Uránusz összes műholdját William Shakespeare és Alexander Pope műveinek szereplőiről nevezték el . Oberon nevét Oberon  - a tündérek és manók királya - tiszteletére kapta Shakespeare " Szentivánéji álom " című darabjából [16] . Az Uránusz mind a négy ismert holdjának nevét Herschel fia, John javasolta 1852-ben William Lassell [17] kérésére, aki egy évvel korábban felfedezett két másik holdat , az Arielt és az Umbrielt [18] .

Az Oberonról a mai napig az egyetlen olyan kép, amelyen felszíni részletek láthatók , a Voyager 2 űrszonda készítette. 1986 januárjában 470 600 km távolságra megközelítette Oberont [19] és körülbelül 6 kilométeres felbontással készített képeket (jobb felbontással csak Miranda és Ariel készült) [20] . A képek a műhold felszínének 40%-át fedik le, de csak 25%-ukat rögzítik a geológiai térképezéshez megfelelő minőségben . A Voyager elrepülése során a Nap megvilágította Oberon déli féltekéjét (valamint más műholdakat), míg az északi félteke a sarki éjszakába merült, így nem lehetett tanulmányozni [5] .

A Voyager 2 repülése előtt nagyon keveset tudtak a műholdról. Földi spektrográfiai megfigyelések eredményeként megállapították a vízjég jelenlétét Oberonon. Soha egyetlen más űrszonda sem járt az Uráni rendszerben, és különösen az Oberonban. A belátható jövőben nem terveznek látogatást.

Orbit

Öt nagy műholdja közül az Oberon van a legtávolabb az Uránusztól [e] . Keringési sugara 584 000 kilométer. A pályának enyhe excentricitása van , és a bolygó egyenlítője felé hajlik [2] . Keringési ideje 13,46 nap, és egybeesik a tengelye körüli forgási periódussal . Más szavakkal, az Oberon egy szinkron műhold , amely mindig ugyanazzal az oldallal fordult a bolygó felé [5] . Oberon pályájának jelentős része az Uránusz magnetoszféráján kívül halad [21] . Ennek következtében felületét közvetlenül érinti a napszél [8] . És a rabszolga féltekét is bombázzák a magnetoszférikus plazmarészecskék , amelyek sokkal gyorsabban mozognak az Uránusz körül, mint az Oberon (a bolygó tengelyirányú forgási periódusával megegyező periódussal). Egy ilyen bombázás a félteke elsötétüléséhez vezethet, ami az Uránusz összes műholdján megfigyelhető, kivéve Oberont [8] .

Mivel az Uránusz "oldalán" kering a Nap körül , és egyenlítőjének síkja hozzávetőlegesen egybeesik nagy műholdjainak egyenlítőjének (és pályájának) síkjával, az évszakok változása rajtuk nagyon sajátos. Az Oberon minden pólusa 42 évig teljes sötétségben van és 42 évig folyamatosan megvilágítva, a nyári napforduló idején pedig a sarkon lévő Nap majdnem eléri a zenitjét [8] . A Voyager 2 elrepülése 1986-ban egybeesett a nyári napfordulóval a déli féltekén, miközben az északi féltekén szinte az egész sötétségben volt.

42 évente egyszer, az Uránuszon napéjegyenlőség idején a Nap (és vele együtt a Föld) áthalad az egyenlítői síkján, és ekkor figyelhető meg műholdjainak kölcsönös okkultációja . 2006 és 2007 között több ilyen eseményt is megfigyeltek, köztük Umbriel Oberon által 2007. május 4-én történt elfoglalását, amely csaknem hat percig tartott [22] .

Összetétel és belső szerkezet

Az Oberon az Uránusz második legnagyobb és legnagyobb tömegű holdja, valamint a Naprendszer kilencedik legnagyobb holdja [f] . Az Oberon sűrűsége 1,63 g/cm³ [4] (nagyobb, mint a Szaturnusz holdjaié ), és azt mutatja, hogy az Oberon megközelítőleg azonos mennyiségű vízjégből és nehéz, nem jégből álló összetevőkből áll, amelyek kőzeteket és szerves anyagokat is tartalmazhatnak [5] [23 ] ] . A vízjég jelenlétét ( a műhold felszínén kristályok formájában ) spektrográfiai megfigyelések is kimutatták [8] . Az Uránusz műholdjaira jellemző ultraalacsony hőmérsékleten a jég kőszerűvé válik ( ice I c ). Elnyelési sávjai a hátsó féltekén erősebbek, mint a vezető féltekén, míg az Uránusz többi holdján az ellenkezője [8] .Ennek a félgömbi különbségnek az oka ismeretlen. Talán az a tény, hogy a vezető félteke hajlamosabb a meteorit becsapódásokra , amelyek eltávolítják róla a jeget [8] . A sötét anyag az ionizáló sugárzás szerves anyagokra , különösen a klatrátok összetételében jelen lévő metánra gyakorolt ​​hatásának eredményeként jöhet létre [5] [24] .

Az Oberont kőmagra és jeges köpenyre lehet megkülönböztetni [23] . Ha ez igaz, akkor a műhold sűrűségéből megállapítható, hogy a mag sugara a műhold sugarának körülbelül 63%-a (480 km), a mag tömege pedig megközelítőleg a műhold 54%-a. Oberon tömege. A nyomás Oberon központjában körülbelül 0,5 GPa (5 kbar ) [23] . A jégköpeny állapota ismeretlen. Ha a jég elegendő mennyiségű ammóniát vagy más fagyállót tartalmaz , akkor folyékony óceán lehet az Oberon magja és a köpeny határán. Ennek az óceánnak a vastagsága, ha létezik, elérheti a 40 kilométert, a hőmérséklete pedig körülbelül 180 K [23] . Az Oberon belső szerkezete azonban nagyban függ a ma már kevéssé ismert hőtörténetétől.

Felület

Az Oberon felszíne meglehetősen sötét (az Uránusz nagy műholdai közül egyedül az Umbriel sötétebb nála ) [6] . Bond-albedója körülbelül  14% [6] . Mirandához, Arielhez és Titaniához hasonlóan az Oberon is erős oppozíciós hatást mutat : ahogy a fázisszög 0°-ról 1°-ra nő, felületének visszaverő képessége 31%-ról 22%-ra csökken [6] . Ez nagy porozitást jelez (valószínűleg mikrometeorit bombázás eredménye) [25] . A Hold felszíne többnyire vörös, kivéve a becsapódási kráterek körüli fehér vagy enyhén kékes színű friss lövedékeket [26] . Az Oberon az Uránusz nagy holdjai közül a legvörösebb. Vezető félgömbje sokkal vörösebb, mint a hátsó félteké, mivel több sötétvörös anyaga van. Az égitestek felületének kivörösödése általában kozmikus mállás eredménye, amelyet a felszín töltött részecskék és mikrometeoritok általi bombázása okoz [ 24] . Az Oberon esetében azonban a felszín kivörösödését valószínűleg az urán-rendszer külső részéből (esetleg szabálytalan holdakból ) származó vöröses anyag ülepedése okozza . Ez a megtelepedés főleg a vezető féltekén fordul elő [27] .

Oberonon 9 krátert és 1 kanyont neveztek el [28] [5] . A kráterek koncentrációja az Oberonon nagyobb, mint az Uránusz más holdjain. A felszín telítődik velük, vagyis amikor új kráterek jelennek meg, körülbelül ugyanannyi régi pusztul el, és ezek száma nem változik. Ez azt mutatja, hogy az Oberon felszíne régebbi, mint az Uránusz többi műholdjának felszíne [20] , és azt jelzi, hogy a geológiai aktivitás hosszú ideig hiányzik rajta. A felfedezett kráterek közül a legnagyobb [20] ,  a Hamlet [29] kráter átmérője  206 kilométer. Sok kráterből a fénysugarak eltérnek, feltehetően jégkitörések [5] . A legnagyobb kráterek alja sötét. Néhány képen egy 11 kilométeres domb látható az Oberon ágában. Lehetséges, hogy ez egy másik kráter központi dombja, és akkor az átmérője körülbelül 375 km [30] .

Az Oberon felszínét kanyonrendszer szeli át (bár ott sokkal ritkábban fordulnak elő, mint a Titánián [5] ). A kanyonok ( lat.  chasma , pl. chasmata ) meredek lejtőkkel rendelkező hosszú mélyedések; valószínűleg hibák következtében alakultak ki . A különböző kanyonok kora jelentősen eltér. Némelyikük sugárkráterekből kilökődik, ami azt mutatja, hogy ezek a kráterek régebbiek, mint a hibák [31] . Oberon legjelentősebb kanyonja a Mommur-kanyon [32] .

Az Oberon domborművét két ellentétes folyamat alakítja: becsapódási kráterek kialakulása és az endogén felszín helyreállítása [31] . Az első folyamat a fő, és a műhold teljes történetében működik [20] , a második pedig csak az elején, amikor a műhold belseje még geológiailag aktív volt. Az Oberon endogén folyamatai főként tektonikus jellegűek. Ezek kanyonok kialakulásához vezettek - óriási repedések a jégkéregben. A kéreg megrepedezését nagy valószínűséggel az Oberon tágulása okozta, amely két szakaszban történt, a régi és fiatal kanyonok megjelenésének megfelelően. Ugyanakkor felülete körülbelül 0,5%-kal, illetve 0,4%-kal nőtt [31] .

Oberon legnagyobb krátereinek (például Hamlet, Macbeth és Othello) alján sötét anyag látható. Ráadásul a krátereken kívül is vannak sötét foltok, főleg a vezető féltekén. Egyes tudósok szerint ezek a foltok a kriovulkanizmus eredménye [20] , amikor a jégkéregben kialakult réseken keresztül szennyezett víz ömlött a felszínre, amely megszilárdulva sötét felületet alkotott. Így ezek a holdtengerek analógjai , ahol víz helyett láva volt. Egy másik változat szerint a sötét anyagot meteorit becsapódások verték ki a mély rétegekből, ami akkor lehetséges, ha az Oberon valamelyest differenciálódik , vagyis jégkérge és sötétebb anyagú belei vannak [26] .

Eredet és fejlődés

Mint az Uránusz minden nagy holdja , az Oberon valószínűleg egy gáz- és porfelhalmozódási korongból alakult ki, amely vagy egy ideig az Uránusz körül létezett a bolygó kialakulása után, vagy egy óriási ütközés során jelent meg, ami valószínűleg nagyon nagy tengelydőlést adott az Uránusznak . 35] . A korong pontos összetétele nem ismert, de az Uránusz holdjainak nagyobb sűrűsége a Szaturnusz holdjaihoz képest azt jelzi, hogy viszonylag kevés vizet tartalmazott [g] [5] . Jelentős mennyiségű szén és nitrogén lehet szén-monoxid (CO) és molekuláris nitrogén (N 2 ) formájában, nem pedig metán és ammónia formájában [35] . Egy ilyen korongból kialakított műholdnak kevesebb vízjeget (CO és N 2 klatráttal ) és több kőzetet kell tartalmaznia, ami megmagyarázza nagy sűrűségét [5] .

Oberon kialakulása valószínűleg több ezer évig tartott [35] . Az akkréciót kísérő ütközések felmelegítették a műhold külső rétegeit [36] . A maximum hőmérsékletet (kb. 230 K) valószínűleg körülbelül 60 kilométeres mélységben érték el [36] . A formáció befejezése után az Oberon külső rétege lehűlt, a belső pedig a mélyében lévő radioaktív elemek bomlása miatt kezdett felmelegedni [5] . A felületi réteg a lehűlés hatására összehúzódott, míg a fűtő belső réteg kitágul. Ez erős mechanikai igénybevételt okozott az Oberon kérgében , ami hibák kialakulásához vezethet . Talán így jelent meg a jelenlegi kanyonrendszer. Ez a folyamat körülbelül 200 millió évig tartott [37] , ezért több milliárd évvel ezelőtt megállt [5] .

A radioaktív elemek kezdeti felhalmozódásából és az azt követő bomlásból származó hő elegendő lehet a jég megolvadásához a belekben, ha az tartalmazott fagyállót  - ammóniát vagy sót [36] . Az olvadás a jég kőzettől való elválasztásához és egy jégköpennyel körülvett sziklás mag kialakulásához vezethetett. Határukon ammóniát tartalmazó folyékony vízréteg jelenhet meg. Elegyük eutektikus hőmérséklete 176 K [23] . Ha az óceán hőmérséklete ez alá az érték alá esett, akkor most befagyott. A fagyás a kéreg kiterjedéséhez és megrepedéséhez, valamint kanyonok kialakulásához vezetne [20] . Oberon geológiai történetének jelenlegi ismeretei azonban nagyon korlátozottak.

Oberon a kultúrában

Az oberoni földi expedíció során történt események köré Szergej Pavlov „ Holdszivárvány ” című sci-fi dilógiájának cselekménye épül. A dilógia első története alapján egy későszovjet filmet forgattak azonos néven .

Edmond Hamilton amerikai tudományos-fantasztikus író egyik története  - " A mennydörgés hold kincse " - Oberont vulkánokkal borított bolygóként írja le, kőfelszínnel és folyékony láva-óceánokkal, élőlényekkel - "tűzoltók" és lelőhely. a legritkább antigravitáns elem - "levium" .

Oberont Jurij Vizbor "Legyen kezdet" című dalában is megemlítik , amelyet az űrhajósoknak szenteltek: Lépcsőt építünk a csillagokhoz, fekete ciklonokon keresztül megyünk át a szmolenszki napnyírfáktól Oberon ködös messzeségéig . ..

Niklaus Wirth professzor az Uránusz holdjáról nevezte el legújabb programozási nyelvét Oberonnak [38] .

Lásd még

• Uránusz
• Az Uránusz holdjai

Megjegyzések

1. ^   A műhold átmérőjétr-ből a következőképpen számítjuk ki:.
2. ^   A műhold felületétr:.
3. ^   Avrsugárból a következőképpen számítjuk ki:.
4. ^   A gravitációs gyorsulástm,Ggravitációs állandóval rsugárralígy:.
5. ^   Az Uránusz öt fő holdja aMiranda, azAriel, azUmbriel, aTitaniaés az Oberon.
6. ^   Nyolc hold nagyobb tömegű, mint az Oberon:Ganymedes,Titan,Callisto,Io,Luna,Europa,TritonésTitania[2].
7. ^   Például aTethys , a Szaturnusz holdjának sűrűsége 0,97g/cm³, ami azt jelzi, hogy több mint 90%-a víz[8].

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 Herschel William, Sr. Beszámoló a Georgian Planet körül forgó két műhold felfedezéséről  // A  Londoni Királyi Társaság filozófiai tranzakciói . - 1787. - Kt. 77 , sz. 0 . - 125-129 . o . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Bolygóműhold átlagos pályaparaméterei . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Hozzáférés dátuma: 2011. július 7. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22. (határozatlan)
3. ↑ Thomas PC Radii, alakok és az Uránusz műholdjainak topográfiája a végtag  koordinátái alapján  // Icarus . - Elsevier , 1988. - Vol. 73 , sz. 3 . - P. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - Iránykód .
4. ↑ 1 2 3 Jacobson RA; ampbell, JK; Taylor, AH és Synnott, SP Az Uránusz és főbb műholdjainak tömegei a Voyager nyomkövetési adataiból és a Föld alapú Uráni műhold adataiból  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 103 , sz. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - Iránykód .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Smith BA; Soderblom, L. A.; Beebe, A. et al. Voyager 2 az Uráni rendszerben: Képalkotó tudományos  eredmények  // Tudomány . - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 97-102 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 4 Karkoschka E. Az Uránusz gyűrűinek és 16 műholdjának átfogó fotometriája a Hubble  űrteleszkóppal  // Ikarusz . - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - 51-68 . o . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — Iránykód .
7. ↑ 12 Newton Bill; Tece, Philip. Útmutató az amatőr csillagászathoz . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - P. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Grundy WM; Young, L. A.; Spencer, JR; et al. A H 2 O és CO 2 jégek eloszlása ​​Ariel, Umbriel , Titania és Oberon településeken IRTF/SpeX megfigyelések alapján   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 184. sz . 2 . - P. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
9. ↑ Herschel William, Sr. George's Planet és műholdjairól  (angol)  // A Londoni Királyi Társaság filozófiai tranzakciói . - 1788. - Kt. 78 , sz. 0 . - P. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - Iránykód .
10. ↑ Herschel William, Sr. A Georgium Sidus további négy műholdjának felfedezéséről; Bejelentették régi műholdjainak retrográd mozgását; És eltűnésük oka a bolygótól bizonyos távolságokra magyarázattal  // A Londoni Királyi Társaság filozófiai  tranzakciói . - 1798. - Kt. 88 , sz. 0 . - P. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - Iránykód .
11. ↑ Struve O. Note on the Satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , sz. 3 . - P. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — Iránykód .
12. ↑ Herschel, John. Az Uránusz műholdain  // A Royal Astronomical Society havi közleményei  . - Oxford University Press , 1834. - Vol. 3 , sz. 5 . - P. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - Iránykód . — .
13. ↑ Lassell, W. Observations of Satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Vol. 8 , sz. 3 . - P. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . — Iránykód .
14. ↑ Lassell, W. Az Uranus fényes műholdai  // A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei  . - Oxford University Press , 1850. - Vol. 10 , sz. 6 . — 135. o . - .
15. ↑ Lassell, W. William Lassell, Esq. levele a szerkesztőnek  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Vol. 2 , sz. 33 . — 70. o . - doi : 10.1086/100198 . - Iránykód .
16. ↑ Kuiper GP The Fifth Satellite of Uranus  // A Csendes -óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 1949. - 1. évf. 61 , sz. 360 . - 129. o . - doi : 10.1086/126146 . - .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (angol)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - 1. évf. 34 . — 325. o . — Iránykód .
18. ↑ Lassell W. Az Uranus belső műholdjairól  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - P. 15-17 . - Iránykód .
19. ↑ Stone EC The Voyager 2 Encounter with Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - 1. évf. 92 , sz. A13 . - P. 14.873-14.876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - Iránykód .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 Plescia JB Az uráni műholdak kráterezési története: Umbriel, Titania és Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - 1. évf. 92 , sz. A13 . - P. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - Iránykód .
21. ↑ Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Mágneses mezők az Uránusznál  (angol)  // Tudomány . - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 85-89 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
22. ↑ Hidas MG; Christou, A. A.; Brown, TM Egy kölcsönös esemény megfigyelése az Uránusz két műholdja között  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Vol. 384 , sz. 1 . -P.L38- L40 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x . — .
23. ↑ 1 2 3 4 5 Hussmann H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. A felszín alatti óceánok és a közepes méretű külső bolygóműholdak és a nagy transzneptunusz-objektumok  mély belső terei  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , sz. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
24. ↑ 12 Bell III JF; McCord, TB Spektrális egységek keresése az Uráni műholdakon színarányú képek segítségével  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21st, March. 12-16, 1990. - Houston, TX, Egyesült Államok: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - P. 473-489 . - .
25. ↑ Buratti BJ, Thomas PC 4.4. Az Uránusz műholdai // A Naprendszer enciklopédiája / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - P. 774. - 1336 p. — ISBN 9780124160347 .
26. ↑ 1 2 Helfenstein P.; Hiller, J.; Weitz, C. és Veverka, J. Oberon: színes fotometria és annak geológiai vonatkozásai  //  A Hold- és Bolygótudományi Konferencia absztraktjai. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1990. - Vol. 21 . - P. 489-490 . - Iránykód .
27. ↑ Buratti BJ; Mosher, Joel A. Összehasonlító globális albedó- és színtérképek az Uráni műholdakról   // Icarus . - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - 1-13 . o . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
28. ↑ 1 2 Oberon Nomenklatúra Tartalomjegyzék . A bolygónómenklatúra közlönye . USGS asztrogeológia. Letöltve: 2022. október 21. Az eredetiből archiválva : 2022. október 21.. (határozatlan)
29. ↑ Oberon: Hamlet . A bolygónómenklatúra közlönye . USGS asztrogeológia. Letöltve: 2022. október 21. Az eredetiből archiválva : 2022. szeptember 21.. (határozatlan)
30. ↑ Moore JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. Nagy becsapódási jellemzők közepes méretű jeges  műholdakon  // Icarus . — Elsevier , 2004. — 20. évf. 171. sz . 2 . - P. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - .
31. ↑ 1 2 3 Croft SK Új geológiai térképek a Titania, Oberon, Umbriel és Miranda Uráni műholdakról  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Vol. 20 . — P. 205C .
32. ↑ Oberon: Mommur Chasma . A bolygónómenklatúra közlönye . USGS asztrogeológia. Letöltve: 2022. október 21. Az eredetiből archiválva : 2022. január 21. (határozatlan)
33. ↑ Bolygók és  műholdak elnevezési jellemzőinek kategóriái . A bolygónómenklatúra közlönye . A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) bolygórendszer-nómenklatúrával foglalkozó munkacsoportja (WGPSN). Letöltve: 2022. október 21. Az eredetiből archiválva : 2022. október 21..
34. ↑ Strobell ME; Masursky, H. A Holdon és az Uráni műholdakon elnevezett új jellemzők  //  A Hold- és bolygótudomány absztraktjai. - 1987. - 1. évf. 18 . - P. 964-965 . - Iránykód .
35. ↑ 1 2 3 Mousis O. Termodinamikai viszonyok modellezése az Uráni-alködben – Következtetések a szabályos műholdak összetételére  // Csillagászat és asztrofizika  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - P. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
36. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Félix. A Szaturnusz és az Uránusz műholdjainak akkréciós melegítése  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - 1. évf. 93. sz . B8 . - P. 8,779-8,794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - Iránykód .
37. ↑ Hillier J.; Squires, Steven. Termikus feszültségtektonika a Szaturnusz és az Uránusz műholdain  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - 1. évf. 96 , sz. E1 . - P. 15.665-15.674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — Iránykód .
38. ↑ M. Reiser, N. Wirth. Programozás Oberonban . Letöltve: 2009. október 15. Az eredetiből archiválva : 2016. március 25. (határozatlan)

Linkek

• Oberon a SAI honlapján.
• Arnett, Bill. Oberon profil . A kilenc bolygó (2004. december 22.). (határozatlan)
• Arnett, Bill. A Naprendszer látása . A kilenc bolygó (2004. november 17.). (határozatlan)
• Hamilton, Calvin J. Oberon . Nézetek a Naprendszer weboldaláról (2001). (határozatlan)
• Oberon: Áttekintés (downlink) . A NASA Naprendszer-kutatási webhelye. Letöltve: 2020. június 26. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 25. (határozatlan) 
• Oberon nómenklatúra . USGS Planetary Nomenclature webhely. (határozatlan)

Szótárak és enciklopédiák	Nagy katalán Nagy norvég Brockhaus és Efron Új Britannica (online)

Uránusz
Az Uránusz holdjai	Ariel Belinda Bianka Desdemona Juliet Caliban Cordelia Cressida Ámor Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Csomag Perdita Egy adag Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titánia Trinculo Umbriel Ferdinánd francisco
Jellemzők	Uránusz gyűrűi
Nyítás	William Herschel William Lassell
Kutatás	Voyager program Voyager 2
Uránusz trójaiak	2011 QF99
Egyéb	15 Orion Uránusz a kultúrában

Naprendszer
Központi csillag és bolygók	Nap Higany Vénusz föld Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptun
törpebolygók	Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Nagy műholdak	Ganymedes Titán Callisto És róla Hold Európa Triton Titánia Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Sellő
Műholdak / gyűrűk	Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara
Elsőként felfedezett aszteroidák	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flóra (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Kis testek	meteoroidok aszteroidák / műholdaik földközeli fő öv trójai kentaurok transzneptunikus Kuiper öv plutino cubewano szétszórt lemez damokloidok üstökösök Oort felhő
mesterséges tárgyak	mesterséges földi műholdak bolygóközi űrhajó
Hipotetikus tárgyak	Vulkánok és vulkanoidok a Merkúr műhold a Vénusz műholdait a Föld többi műholdja ellenföld Kilences bolygó , Tyche , X bolygó és más transz-Neptunusz bolygók Végzet Korábbi bolygók: Theia , Phaeton vagy Planet V Ötödik gázóriás
A Naprendszer objektumainak listája Csillagászati ​​objektumok