Umbriel

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari
Umbriel
PIA00040 Umbrielx2.47.jpg
Citra Umbriel yang diambil oleh Voyager 2 pada tahun 1986. Kenampakan cincin terang di sisi atas merupakan kawah besar Wunda.
Penemuan
Penemu William Lassell
Tanggal ditemukan 24 Oktober 1851
Penamaan
Nama alternatif Uranus II
Ciri-ciri orbit[1]
Sumbu semi-mayor 266 000 km
Eksentrisitas 0,0039
Periode orbit 4,144 h
Inklinasi 0,128° (kepada khatulistiwa Uranus)
Satelit bagi Uranus
Ciri-ciri fisik
Jari-jari rata-rata 584,7 ± 2,8 km (0,092 Bumi)[2]
Luas permukaan 4 296 000 km2 (0,008 Bumi)[a]
Volume 837 300 000 km3 (0,0008 Bumi)[b]
Massa 1,172 ± 0,135 × 1021 kg (2 × 10−4 Bumi)[3]
Massa jenis rata-rata 1,39 ± 0,16 g/cm3[3]
Gravitasi permukaan di khatulistiwa 0.2 m/s2 (~ 0,023 g)[c]
Kecepatan lepas 0,52 km/d[d]
Periode rotasi Diduga sinkron[4]
Kemiringan sumbu 0[4]
Albedo
  • 0.26 (geometris)
  • 0.10 (Bond)[5]
Suhu permukaan
   titik balik Matahari[7]
min rata-rata maks
? ~75 K 85 K
Magnitudo tampak 14,5 (pita V, oposisi)[6]
Atmosfer
Tekanan permukaan nol

Umbriel adalah satelit Uranus yang ditemukan pada tanggal 24 Oktober 1851 oleh William Lassell. Satelit ini ditemukan bersamaan dengan satelit Ariel dan dinamai dari tokoh dalam puisi Alexander Pope The Rape of the Lock. Umbriel terdiri terutama dari es dan batu, dan mungkin terdiferensiasi menjadi inti yang berbatu dan mantel yang ber-es. Permukaannya merupakan yang tergelap di antara satelit-satelit Uranus, dan tampaknya terbentuk oleh tubrukan. Namun, keberadaan lembah di satelit ini menunjukkan proses endogenik, dan mungkin Umbriel pernah mengalami pelapisan kembali yang menghancurkan permukaan lamanya.

Satelit ini dilapisi oleh berbagai kawah tubrukan yang diameternya mencapai 210 km (130 mil) dan merupakan satelit Uranus yang paling berkawah kedua setelah Oberon. Kenampakan permukaan yang paling penting di Umbriel adalah cincin materi terang di dasar kawah Wunda. Satelit ini, seperti satelit Uranus lainnya, mungkin terbentuk dari cakram protoplanet yang mengelilingi Uranus setelah pembentukannya. Uranus baru dipelajari secara dekat oleh wahana Voyager 2 pada Januari 1986. Wahana tersebut mengabadikan beberapa citra Umbriel, yang memungkinkan pemetaan 40% permukaan satelit tersebut.

Penemuan dan penamaan[sunting | sunting sumber]

Umbriel, bersamaan dengan satelit Uranus lain Ariel, ditemukan oleh William Lassell pada tanggal 24 Oktober 1851.[8][9] Meskipun William Herschel yang menemukan Titania dan Oberon mengklaim pada akhir abad ke-18 bahwa ia telah mengamati empat satelit tambahan di Uranus,[10] pengamatannya tidak dapat dipastikan dan empat objek tersebut kini diduga bohong.[11]

Semua satelit Uranus diberi nama sesuai nama tokoh karangan William Shakespeare atau Alexander Pope. Nama keempat satelit tersebut diusulkan oleh John Herschel pada tahun 1852 atas permintaan Lassell.[12] Umbriel adalah 'bidadari gundah kehitam-hitaman' dalam puisi The Rape of the Lock karya Alexander Pope,[13] dan namanya memberi kesan kata umbra dalam bahasa Latin, yang berarti bayangan. Satelit ini juga disebut Uranus II.[9]

Orbit[sunting | sunting sumber]

Umbriel mengorbit Uranus dari jarak 266.000 km (165,000 mil), sehingga merupakan yang terjauh ketiga dari Uranus di antara lima satelit utamanya .[e] Orbit Umbriel memiliki eksentrisitas yang kecil dan sedikit terinklinasi relatif terhadap khatulistiwa Uranus.[1] Periode orbitnya 4,1 hari Bumi, yang sama dengan periode rotasinya. Dalam kata lain, Umbriel adalah satelit yang sinkron atau terkunci secara pasang surut, dengan satu permukaan selalu menghadap Uranus.[4] Orbit Umbriel berada di dalam magnetosfer Uranus.[7] Hal ini penting karena satelit yang mengorbit di dalam magnetosfer terkena plasma magnetosfer,[14] sehingga belahan yang melawan arah orbit mengalami penggelapan, yang dapat diamati di semua satelit Uranus kecuali Oberon.[7] Umbriel juga merupakan tempat masuknya partikel bermuatan magnetosfer, yang mengakibatkan penurunan jumlah partikel energetik di dekat orbit Umbriel (seperti yang diamati oleh Voyager 2 pada tahun 1986).[15]

Karena Uranus mengorbit Matahari di sisinya, dan orbit satelitnya berada di khatulistiwa planet tersebut, satelit-satelit tersebut (termasuk Umbriel) mengalami siklus musim yang ekstrem. Kutub utara dan selatan Umbriel diselimuti kegelapan selama 42 tahun, dan 42 tahun berikutnya Matahari tidak pernah tenggelam, dan Matahari terbit di dekat zenith di salah satu kutub setiap terjadinya titik balik matahari.[7] Penerbangan lintas Voyager 2 berbarengan dengan titik balik matahari musim panas belahan selatan pada tahun 1986, ketika seluruh belahan utara tidak disinari. Setiap 42 tahun, ketika Uranus mengalami ekuinoks dan bidang khatulistiwanya menyilang dengan Bumi, okultasi satelit-satelit Uranus mungkin terjadi. Pada tahun 2007-2008, peristiwa semacam itu berhasil diamati, termasuk dua okultasi Titania oleh Umbriel pada 15 Agustus dan 8 Desember 2007, dan juga okultasi Ariel oleh Umbriel pada tanggal 19 Agustus 2007.[16][17]

Saat ini Umbriel sedang tidak terlibat dalam resonansi orbit dengan satelit Uranus lainnya. Namun, pada masa awalnya, mungkin terjadi resonansi 1:3 dengan Miranda. Resonansi ini akan meningkatkan eksentrisitas orbit Miranda, yang membuatnya mengalami pemanasan internal dan peningkatan aktivitas geologis, sementara orbit Umbriel tidak terlalu terpengaruh.[18] Akibat kepepatan Uranus dan ukurannya yang lebih kecil relatif terhadap satelit-satelitnya, satelit-satelit Uranus dapat lebih mudah terlepas dari resonansi pergerakan rata-rata dibanding satelit di Yupiter atau Saturnus. Setelah Miranda terlepas dari resonansi ini (melalui mekanisme yang kemungkinan menyebabkan Miranda memiliki inklinasi orbit yang tinggi), eksentrisitasnya akan teredam, sehingga mematikan sumber panasnya.[19][20]

Komposisi dan struktur internal[sunting | sunting sumber]

Umbriel adalah salah satu satelit terbesar Uranus.[f] Kepadatannya tercatat 1,39 g/cm3,[3] yang menunjukkan bahwa satelit tersebut terutama terdiri dari es air, dengan komponen non-es yang padat meliputi 40% massanya.[22] Komponen non-es mungkin terdiri dari bebatuan dan materi karbon seperti senyawa organik berat yang dikenal dengan nama tholin.[4] Keberadaan es air dibuktikan melalui pengamatan spektroskopik inframerah, yang menunjukkan keberadaan es air kristalin di permukaan Umbriel.[7] Pita serapan es air lebih kuat di belahan depannya (yang menghadap ke arah gerakan orbit) daripada belahan belakangnya (yang melawan arah gerakan orbit).[7] Penyebabnya masih belum diketahui, namun mungkin terkait dengan paparan partikel bermuatan dari magnetosfer Uranus, yang lebih kuat di belahan belakang (akibat plasma yang turut berotasi).[7] Partikel energetik mengeluarkan atom dari es air, menguraikan metana yang terperangkap di es seperti klatrat hidrat dan menggelapkan materi organik lain, sehingga meninggalkan residu gelap yang kaya akan karbon di belakang.[7]

Kecuali air, senyawa lain yang ditemukan di permukaan Umbriel melalui spektroskopi inframerah adalah karbon dioksida, yang terkonsentrasi di belahan belakangnya.[7] Asal usul karbon dioksida masih belum jelas. Senyawa tersebut mungkin dihasilkan dari materi organik atau karbonat sebagai akibat dari paparan partikel bermuatan yang berasal dari magnetosfer Uranus atau radiasi ultraviolet matahari. Hipotesis ini dapat menjelaskan kesenjangan persebaran karena belahan belakang lebih terpengaruh oleh magnetosfer dibanding belahan depan. Sumber lain mungkin berasal dari pelepasan karbondioksida primordial yang terperangkap di es air bagian dalam Umbriel. Pelepasan karbondioksida dari bagian dalam mungkin merupakan akibat dari aktivitas geologis Umbriel pada masa lalu.[7]

Umbriel mungkin terdiferensiasi menjadi inti berbatu yang dikelilingi mantel ber-es.[22] Jika hal ini benar, jari-jari inti Umbriel (317 km) merupakan 54% jari-jari Umbriel, dan massanya sekitar 40% massa Umbriel-parameternya ditentukan melalui komposisi Umbriel. Tekanan di pusat Umbriel sekitar 0,24 GPa (2,4 kbar).[22] Keadaan mantel ber-es masih belum jelas, meskipun keberadaan samudra bawah laut dianggap tak mungkin.[22]

Kenampakan permukaan[sunting | sunting sumber]

Peta Umbriel.

Permukaan Umbriel merupakan yang tergelap di antara satelit-satelit Uranus, dan merefleksikan kurang dari setengah cahaya yang dipantulkan Ariel, satelit Uranus dengan ukuran yang mirip.[21] Umbriel memiliki albedo Bond yang sangat rendah, yaitu 10% bila dibandingkan dengan Ariel yang besarnya 23%.[5] Reflektivitas permukaan Umbriel berkurang dari 26% pada sudut fase 0° (albedo geometrik) menjadi 19% pada sudut sekitar 1°. Fenomena ini disebut efek Seeliger. Permukaan Umbriel warnanya sedikit biru,[23] sementara endapan tubrukan cerah yang baru (misalnya di kawah Wunda)[24] berwarna lebih biru. Mungkin terdapat kesenjangan antara belahan depan dan belakang; belahan depan tampak lebih merah daripada belahan belakang.[25] Pemerahan permukaan mungkin diakibatkan oleh paparan partikel bermuatan dan mikrometeoroid.[23] Namun, kesenjangan warna Umbriel kemungkinan diakibatkan oleh akresi material kemerahan yang berasal dari bagian luar sistem Uranus, kemungkinan dari satelit iregular, yang muncul terutama di belahan depan.[25] Permukaan Umbriel relatif homogen dan tidak menunjukkan variasi albedo dan warna yang besar.[23]

Ilmuwan sejauh ini telah mengenali satu kelompok kenampakan permukaan di Umbriel, yaitu kawah tubrukan.[26] Permukaan Umbriel memiliki lebih banyak kawah dan kawahnya lebih besar dibanding Ariel dan Titania. Umbriel juga tidak menunjukkan banyak aktivitas geologis.[24] Nyatanya, di antara satelit-satelit Uranus, hanya Oberon yang memiliki lebih banyak kawah tubrukan dibanding Umbriel. Diameter kawah yang diamati tercatat antara beberapa kilometer hingga 210 kilometer.[24][26] Semua kawah Umbriel memiliki puncak di tengah,[24] namun tak memiliki ray system.[4]

Kawah di Umbriel[26][g]
Kawah Dinamai dari Koordinat Diameter (km)
Alberich Alberich (Nordik) 33°36′LS 42°12′BT / 33,6°LS 42,2°BT / -33.6; 42.2 52,0
Fin Fin (Denmark) 37°24′LS 44°18′BT / 37,4°LS 44,3°BT / -37.4; 44.3 43,0
Gob Gob (Pagan) 12°42′LS 27°48′BT / 12,7°LS 27,8°BT / -12.7; 27.8 88,0
Kanaloa Kanaloa (Polinesia) 10°48′LS 345°42′BT / 10,8°LS 345,7°BT / -10.8; 345.7 86,0
Malingee Malingee (Aborigin Australia) 22°54′LS 13°54′BT / 22,9°LS 13,9°BT / -22.9; 13.9 164,0
Minepa Minepa (Suku Makua dari Mozambik) 42°42′LS 8°12′BT / 42,7°LS 8,2°BT / -42.7; 8.2 58,0
Peri Peri (Persia) 9°12′LS 4°18′BT / 9,2°LS 4,3°BT / -9.2; 4.3 61,0
Setibos Setibos (Patagonia) 30°48′LS 346°18′BT / 30,8°LS 346,3°BT / -30.8; 346.3 50,0
Skynd Skynd (Denmark) 1°48′LS 331°42′BT / 1,8°LS 331,7°BT / -1.8; 331.7 72,0
Vuver Vuver (Finlandia) 4°42′LS 311°36′BT / 4,7°LS 311,6°BT / -4.7; 311.6 98,0
Wokolo Wokolo (Suku Bambara dari Afrika Barat) 30°00′LS 1°48′BT / 30°LS 1,8°BT / -30; 1.8 208,0
Wunda Wunda (mitologi Aborigin Australia) 7°54′LS 273°36′BT / 7,9°LS 273,6°BT / -7.9; 273.6 131,0
Zlyden Zlyden (Slavia) 23°18′LS 326°12′BT / 23,3°LS 326,2°BT / -23.3; 326.2 44,0

Di dekat khatulistiwa Umbriel terdapat kenampakan permukaan yang paling penting: kawah Wunda, yang diameternya sekitar 131 km.[28][29] Wunda memiliki cincin materi cerah yang besar di dasarnya, yang tampaknya merupakan endapan tubrukan.[24] Di dekat Wunda terdapat kawah Vuver dan Skynd yang tidak memiliki cincin cerah tetapi memiliki puncak yang cerah di tengah.[4][29] Penelitian menunjukkan kemungkinan keberadaan kenampakan tubrukan yang sangat besar dengan diameter 400 km dan kedalaman sekitar 5 km.[30]

Seperti satelit Uranus lainnya, permukaan Umbriel terpotong oleh lembah-lembah.[31] Namun, kenampakan tersebut tidak dikenali secara resmi akibat resolusi citra yang kurang baik dan penampilan satelit ini yang kurang memiliki kenampakan menghalangi pemetaan geologis.[24]

Permukaan Umbriel yang sangat berkawah mungkin tetap stabil semenjak masa Pengeboman Berat Akhir.[24] Satu-satunya tanda terjadinya aktivitas internal kuno adalah keberadaan lembah dan potongan gelap-poligon dengan bentuk kompleks yang berukuran dari puluhan hingga ratusan kilometer.[32] Poligon ditemukan melalui fotometri Voyager 2 dan tersebar secara seragam di permukaan Umbriel. Beberapa poligon berhubungan dengan depresi sedalam beberapa kilometer dan mungkin terbentuk melalui aktivitas tektonik pada masa awal.[32] Saat ini belum ada penjelasan mengapa Umbriel tampak gelap dan seragam. Permukaannya mungkin dilapisi oleh lapisan tipis bahan gelap (disebut bahan umbral) yang dikeluarkan oleh tubrukan atau letusan vulkanik.[h][25] Sebagai alternatif, kerak Umbriel mungkin sepenuhnya terdiri dari bahan gelap, yang mencegah pembentukan kenampakan cerah seperti ray system di kawah. Namun, keberadaan kenampakan gelap di Wunda tampaknya membantah hipotesis ini.[4]

Asal usul dan evolusi[sunting | sunting sumber]

Umbriel diduga terbentuk dari cakram protoplanet atau subnebula; cakram gas dan debu yang ada di sekitar Uranus setelah pembentukannya atau yang terbentuk akibat tubrukan besar yang membuat Uranus memiliki kemiringan sumbu yang besar.[33] Komposisi subnebula ini masih belum diketahui; namun, kepadatan satelit-satelit Uranus yang lebih tinggi bila dibandingkan dengan satelit-satelit Saturnus menunjukkan bahwa mungkin subnebula tersebut tidak kaya akan air.[i][4] Mungkin juga terdapat banyak nitrogen dan karbon dalam bentuk karbon monoksida (CO) dan nitrogen molekuler (N2) daripada amonia dan metana.[33] Satelit yang terbentuk dalam subnebula seperti itu akan mengandung lebih sedikit es air (dengan CO dan N2 terperangkap sebagai klatrat) dan lebih banyak batu, sehingga memiliki kepadatan yang lebih tinggi.[4]

Akresi Umbriel mungkin berlangsung selama beberapa ribu tahun.[33] Tubrukan yang menyertai akresi menyebabkan pemanasan lapisan luar.[34] Suhu maksimal dapat mencapai 180 K dalam kedalaman 3 km.[34] Setelah berakhirnya pembentukan, lapisan bawah permukaan mendingin, sementara bagian dalam Umbriel memanas akibat peluruhan unsur radioaktif yang ada dalam bebatuannya.[4] Lapisan dekat permukaan yang mendingin berkontraksi, sementara bagian dalam meluas. Hal ini mengakibatkan tekanan ekstensional di kerak Umbriel, yang mungkin menyebabkan keretakan.[35] Proses ini kemungkinan berlangsung selama sekitar 200 juta tahun, yang menunjukkan bahwa aktivitas endogenik sudah berakhir sejak miliaran tahun lalu.[4]

Pemanasan akresi awal dan peluruhan unsur radioaktif mungkin mencairkan es[34] bila terdapat unsur antibeku seperti amonia (dalam bentuk amonia hidrat) atau garam.[22] Pencairan tersebut mungkin mengakibatkan pemisahan es dari batu dan pembentukan inti berbatu yang dikelilingi oleh mantel ber-es.[24] Lapisan samudra cair yang kaya akan amonia mungkin terbentuk di batas antara inti dan mantel. Suhu eutektik campuran ini 176 K. Namun, samudra tersebut mungkin telah beku sejak lama.[22] Di antara satelit-satelit Uranus, Umbriel merupakan yang tidak mengalami proses pelapisan kembali secara endogenik,[24] walaupun pada masa awalnya peristiwa tersebut mungkin terjadi.[32]

Penjelajahan[sunting | sunting sumber]

Sejauh ini citra dekat Umbriel baru diabadikan oleh wahana Voyager 2 saja. Wahana tersebut mengambil gambar Umbriel saat terbang lintas di Uranus pada Januari 1986. Jarak terdekat antara Voyager 2 dengan Umbriel tercatat sebesar 325.000 km (202,000 mil),[36] sehingga citra terbaik Umbriel memiliki resolusi 5,2 km.[24] Citra-citra tersebut meliputi 40% permukaan, namun hanya 20% gambar yang kualitasnya layak untuk pemetaan geologis.[24] Pada saat terbang dekat, belahan selatan Umbriel (seperti satelit lain) sedang menghadap ke arah Matahari, sehingga belahan utara tak dapat dipelajari.[4] Belum ada wahana lain yang mengunjungi Uranus setelah Voyager 2, dan belum ada misi yang direncanakan akan mengunjungi planet tersebut.

Catatan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Luas permukaan berasal dari jari-jari r : 4\pi r^2.
  2. ^ Volume v berasal dari jari-jari r : 4\pi r^3/3.
  3. ^ Gravitasi permukaan berasal dari massa m, tetapan gravitasi G dan jari-jari r : Gm/r^2.
  4. ^ Kecepatan lepas berasal dari m, tetapan gravitasi G dan jari-jari r : \sqrt{\frac{2Gm}{r}}.
  5. ^ Lima satelit utama Uranus adalah Miranda, Ariel, Umbriel, Titania dan Oberon.
  6. ^ Karena kesalahan pengamatan, masih belum jelas apakah Ariel lebih besar dari Umbriel.[21]
  7. ^ Kenampakan permukaan di Umbriel dinamai dari roh jahat berbagai mitologi.[27]
  8. ^ Meski partikel debu yang turut mengorbit juga mungkin merupakan salah satu sumber bahan gelap, perkiraan ini dianggap tidak mungkin karena satelit lain tidak terpengaruh.[4]
  9. ^ Contohnya, Tethys, satelit Saturnus, memiliki kepadatan 0.97 g/cm3, yang menunjukkan bahwa satelit tersebut 90% terdiri dari air.[7]

Catatan kaki[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. 
  2. ^ 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
  3. ^ 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
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m 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.  edit
  5. ^ a b 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
  6. ^ "Planetary Satellite Physical Parameters". NASA/JPL. Diakses June 6, 2010. 
  7. ^ a b c d e f g h i j k 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
  8. ^ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. 
  9. ^ a b 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
  10. ^ 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
  11. ^ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  12. ^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (dalam bahasa German) 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. 
  13. ^ 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
  14. ^ 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
  15. ^ Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; Cheng, A. F.; Gloeckler, G.; Hamilton, D. C.; Keath, E. P.; Lanzerotti, L. J. et al. (4 July 1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment". Science 233 (4759): 97–102. Bibcode:1986Sci...233...97K. doi:10.1126/science.233.4759.97. PMID 17812897.  edit
  16. ^ Miller, C.; Chanover, N. J. (March 2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus 200 (1): 343–346. Bibcode:2009Icar..200..343M. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010.  edit
  17. ^ Arlot, J. -E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (December 2008). "Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT". Astronomy and Astrophysics 492 (2): 599–602. Bibcode:2008A&A...492..599A. doi:10.1051/0004-6361:200810134.  edit
  18. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (June 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): 394–443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S.  edit
  19. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (March 1989). "Tidal evolution of the Uranian satellites: II. An explanation of the anomalously high orbital inclination of Miranda". Icarus 78 (1): 63–89. Bibcode:1989Icar...78...63T. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5.  edit
  20. ^ Malhotra, Renu; Dermott, Stanley F. (June 1990). "The role of secondary resonances in the orbital history of Miranda". Icarus 85 (2): 444–480. Bibcode:1990Icar...85..444M. doi:10.1016/0019-1035(90)90126-T. ISSN 0019-1035.  edit
  21. ^ a b "Planetary Satellite Physical Parameters". Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Diakses 2009-05-28. 
  22. ^ a b c d e f 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
  23. ^ 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. 
  24. ^ a b c d e f g h i j k 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
  25. ^ a b c 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
  26. ^ a b c "Umbriel Nomenclature Table Of Contents". Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Diakses 2009-09-26. 
  27. ^ 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. 
  28. ^ "Umbriel:Wunda". Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Diakses 2009-08-08. 
  29. ^ a b Hunt, Garry E.; Patrick Moore (1989). Atlas of Uranus. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-34323-7. 
  30. ^ 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. ^ Croft, S. K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda". {{{booktitle}}} 20, Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 
  32. ^ a b c Helfenstein, Paul; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph (March 1989). "Evidence from Voyager II photometry for early resurfacing of Umbriel". Nature 338 (6213): 324–326. Bibcode:1989Natur.338..324H. doi:10.1038/338324a0. ISSN 0028-0836.  edit
  33. ^ 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
  34. ^ a b c 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
  35. ^ 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
  36. ^ 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[sunting | sunting sumber]