Oberon (vệ tinh)

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới: menu, tìm kiếm
Oberon
Voyager 2 picture of Oberon.jpg
Hình ảnh tốt nhất về Oberon
được chụp bởi Voyager 2, 24/1/1986
Khám phá
Khám phá bởi William Herschel
Ngày khám phá 11 tháng 1, 1787[1]
Tên chỉ định
Tên thay thế Uranus IV
Tính từ Oberonian[2]
Đặc trưng quỹ đạo
Bán trục lớn 583 520 km[3]
Độ lệch tâm 0,0014[3]
Chu kỳ quỹ đạo 13,463 234 ngày[3]
Độ nghiêng quỹ đạo 0,058°
(so với xích đạo Sao Thiên Vương)[3]
vệ tinh của Sao Thiên Vương
Đặc trưng vật lý
Bán kính trung bình 761,4 ± 2,6 km
(0,1194 Trái Đất)[4]
Diện tích bề mặt 7 285 000 km²[Ghi chú a]
Thể tích 1 849 000 000 km³[Ghi chú b]
Khối lượng 3,014 ± 0,075 × 1021 kg (5,046 × 10−4 Trái Đất M)[5]
Khối lượng riêng trung bình 1,63 ± 0,05 g/cm³[5]
Hấp dẫn bề mặt 0,348 m/s2[Ghi chú c]
Tốc độ vũ trụ cấp 2 0,726 km/s[Ghi chú d]
Chu kỳ tự quay coi như đồng bộ[6]
Suất phản chiếu 0,31 (hình học),
0,14 (liên kết)[7]
Nhiệt độ 70–80 K[8]
Cấp sao biểu kiến 14,1[9]
Khí quyển
Áp suất khí quyển bề mặt không

Oberon (phát âm /ˈoʊbərɒn/),[Ghi chú e] còn gọi là Uranus IV, là vệ tinh lớn và nằm phía ngoài cùng trong nhóm vệ tinh chính của Sao Thiên Vương. Đây là vệ tinh lớn và nặng thứ hai của Sao Thiên Vương, là vệ tinh nặng thứ 9 và là vật thể nặng thứ 21 trong Hệ Mặt Trời. Vệ tinh này do William Herschel phát hiện năm 1787, Oberon được đặt tên theo một nhân vật trong tác phẩm của Shakespeare Giấc mộng đêm hè. Một phần quỹ đạo của nó nằm phía ngoài từ quyển của Sao Thiên Vương.

Oberon được cấu tạo từ băng và đá với lượng xấp xỉ bằng nhau, và có khả năng có sự phân dị giữa lõi đá và lớp phủ băng. Một tầng nước lỏng có thể tồn tại ở ranh giới giữa lõi và lớp phủ. Bề mặt của Oberon, có màu đen và đỏ nhạt, có lẽ ban đầu đã được định hình chủ yếu do va chạm với các tiểu hành tinh và sao chổi. Nó được bao phủ bởi nhiều hố va chạm đạt đường kính đến 210 km. Oberon sở hữu một hệ thống các hẻm núi được hình thành từ sự mở rộng các thành phần bên trong vào thời kỳ đầu tiến hoá của thiên thể này. Vệ tinh này có thể đã được hình thành từ đĩa bồi tụ bao quanh Sao Thiên Vương ngay sau khi hành tinh này hình thành.

Cho đến năm 2010, hệ thống vệ tinh Sao Thiên Vương chỉ được nghiên cứu kỹ càng một lần bởi tàu không gian Voyager 2 vào tháng 1 năm 1986. Nó đã chụp nhiều hình ảnh về Oberon, cho phép con người có thể lập được bản đồ về 40% diện tích bề mặt Oberon.

Khám phá và đặt tên[sửa | sửa mã nguồn]

Hoàng hậu Titania và vua Oberon giữa bầy tiên nhỏ, tranh của Sir Joseph Noel Paton (1849)

Oberon đã được William Herschel phát hiện vào ngày 11 tháng 1 năm 1787; trong cùng ngày ông cũng đã phát hiện ra vệ tinh lớn nhất của Sao Thiên Vương, Titania.[1][10] Sau đó ông còn thông báo về việc phát hiện ra thêm bốn vệ tinh khác,[11] mặc dù sau đó chúng được xác nhận là giả.[12] Gần năm mươi năm sau khi được phát hiện, Titania và Oberon không được quan sát bởi bất kỳ dụng cụ nào khác ngoài dụng cụ của William Herschel,[13] mặc dù các vệ tinh này ngay nay có thể được quan sát từ Trái Đất bởi các kính thiên văn nghiệp dư cao cấp.[9]

Tất cả các vệ tinh của Sao Thiên Vương được đặt tên theo các nhân vật trong các tác phẩm của William Shakespeare hay Alexander Pope. Tên Oberon được đặt theo Oberon, vua của các tiên trong Giấc mộng đêm hè.[14] Tên của bốn vệ tinh phát hiện đầu tiên được con trai của Herschel, John Herschel đề nghị vào năm 1852, theo yêu cầu của William Lassell,[15] người đã phát hiện ra hai vệ tinh khác, ArielUmbriel, một năm trước đó.[16] Oberon và Titania được coi là những vệ tinh đầu tiên không được đặt tên theo các nhân vật thần thoại Hy Lạp, khởi xướng bởi John Herschel.

Oberon ban đầu được gọi là "vệ tinh thứ hai của Sao Thiên Vương", và vào năm 1848 được William Lassell trao tên gọi là Uranus II bởi[17] dù ông đôi khi sử dụng cách đánh số của William Herschel (trong đó Titania và Oberon là II và IV).[18] Năm 1851 Lassell cuối cùng đã đánh số tất cả bốn vệ tinh được biết lúc bấy giờ dựa theo khoảng cách của chúng tới Sao Thiên Vương bằng số La Mã, và từ đó Oberon được định danh là Uranus IV.[19]

Quỹ đạo[sửa | sửa mã nguồn]

Quỹ đạo Oberon cách Sao Thiên Vương khoảng 583.500 km, xa nhất trong số năm vệ tinh lớn.[Ghi chú f] Quỹ đạo Oberon có độ nghiêngđộ lệch tâm nhỏ (tương đối so với xích đạo Sao Thiên Vương).[3] Chu kỳ quỹ đạo của nó khoảng 13,5 ngày, trùng với chu kỳ tự quay. Nói cách khác, Oberon là một vệ tinh đồng bộ bị khóa thủy triều, với một mặt luôn hướng về hành tinh.[6] Một phần đáng kể quỹ đạo Oberon nằm bên ngoài từ quyển Sao Thiên Vương.[20] Kết quả là bề mặt của nó bị bắn phá trực tiếp dưới gió Mặt Trời.[8] Điều này rất quan trọng, bởi vì bán cầu kéo theo (trailing hemispheres) của vệ tinh di chuyển phía trong từ quyển sẽ bị tấn công bởi plasma từ quyển.[20] Sự oanh tạc này có thể dẫn đến sự tối đi phần bán cầu kéo theo, việc này đã thực sự được quan sát ở tất cả các vệ tinh của Sao Thiên Vương trừ Oberon (xem phía dưới).[8]

Bởi vì Sao Thiên Vương di chuyển gần như là lăn quanh Mặt Trời, và quỹ đạo các vệ tinh của nó gần như nằm trên mặt phẳng xích đạo của hành tinh, chúng (kể cả Oberon với độ nghiêng quỹ đạo rất nhỏ 0,058°[3]) cùng phải chịu một chu kỳ mùa cực dài. Cả hai bán cầu Bắc và bán cầu Nam ở trong bóng tối 42 năm, và 42 năm trong ánh sáng Mặt Trời.[8] Cứ mỗi 42 năm, Sao Thiên Vương lại đến điểm phân (equinox) và mặt phẳng xích đạo của nó giao cắt với Trái Đất, các vệ tinh của Sao Thiên Vương có thể che khuất lẫn nhau. Một trong số các lần đó, kéo dài 6 phút, được quan sát ngày 4 tháng 5, 2007, khi Oberon che khuất Umbriel.[21]

Thành phần và cấu trúc bên trong[sửa | sửa mã nguồn]

Oberon là vệ tinh lớn và nặng nhất của Sao Thiên Vương sau Titania, và là vệ tinh nặng thứ 9 trong Hệ Mặt Trời.[Ghi chú g] Khối lượng riêng của Oberon là 1,63 g/cm3,[5] cao hơn khối lượng riêng điển hình của các vệ tinh của Sao Thổ, chỉ ra rằng có sự cân bằng giữa tỉ lệ băng và một thành phần đậm đặc không phải băng.[22] Thành phần thứ hai có thể được cấu tạo từ đávật chất giàu carbon bao gồm hợp chất hữu cơ nặng.[6] Sự tồn tại của băng nước trên bề mặt của mặt trăng được nhận dạng thông qua việc quan sát quang phổ.[8] Dải hấp thụ băng ở bán cầu kéo theo thì mạnh hơn ở bán cầu dẫn đường (leading hemisphere). Việc này trái ngược với các quan sát trên các vệ tinh Sao Thiên Vương khác, nơi mà bằng chứng về dấu hiệu của băng mạnh hơn trên bán cầu dẫn đường.[8] Nguyên nhân của sự bất đối xứng này vẫn chưa rõ, nhưng có thể liên quan đến va chạm làm vườn (Impact gardening) (sự tạo đất do va chạm) bề mặt diễn ra mạnh mẽ hơn trên bán cầu dẫn đường.[8] Va chạm thiên thạch có xu hướng làm bắn (văng ra) băng từ bề mặt, để lại vật chất màu đen không phải băng phía sau.[8] Vật chất màu đen tự nó có thể hình thành từ quá trình bức xạ clathrate mêtan hay bức xạ tối các vật chất hữu cơ khác.[6][23]

Oberon có thể có một lõi đá tách biệt được bao quanh bởi một lớp phủ băng.[22] Trong trường hợp này, bán kính lõi (480 km) sẽ bằng khoảng 63% bán kính vệ tinh, và khối lượng bằng 54% khối lượng vệ tinh. Áp suất của phần tâm Oberon vào khoảng 0,5 GPa (5 kbar).[22] Tình trạng hiện tại của lớp phủ băng là không rõ ràng. Nếu băng chứa đủ amoniac hay chất chống đông khác, Oberon có thể có một đại dương nước nằm giữa lõi và lớp phủ. Độ dày của đại dương này, nếu tồn tại, có thể lên đến 40 km và nhiệt độ vào khoảng 180 K.[22]

Đặc trưng bề mặt và địa chất[sửa | sửa mã nguồn]

Một bức hình màu nhân tạo về Oberon. Miệng hố lớn nhất trong phần tối (bên phải phần trung tâm) là Hamlet.

Oberon là vệ tinh tối thứ hai trong số năm vệ tinh lớn của Sao Thiên Vương sau Umbriel.[7] Bề mặt của nó cho thấy một sóng đối lập mạnh mẽ: sự phản xạ của nó giảm từ 31% ở một góc pha 0° (suất phản chiếu hình học) tới 22% ở một góc pha khoảng 1°. Oberon có suất phản chiếu liên kết thấp, khoảng 14%.[7] Bề mặt của nó nói chung có màu đỏ, ngoại trừ một số phần màu xanh nhạt.[24] Oberon, trong thực tế, là vệ tinh đỏ nhất của sao Thiên Vương.[25] Màu bán cầu dẫn đường và kéo theo không giống nhau: bán cầu thứ hai đỏ hơn bán cầu thứ nhất, bởi vì nó chứa nhiều vật chất màu đỏ đậm hơn.[23] Bề mặt hóa đỏ thường là kết quả của sự phong hoá không gian do bị oanh tạc bề mặt bởi các hạt bị biến đổi và các vi thiên thạch trong suốt lịch sử Hệ Mặt Trời.[23] Tuy nhiên, sự bất đối xứng màu sắc của Oberon có nhiều khả năng xuất phát từ sự bồi tụ vật chất màu đỏ đến từ phía ngoài hệ Sao Thiên Vương, có thể là từ các vệ tinh dị hình.[26]

Các nhà khoa học đã ghi nhận hai nhóm yếu tố địa chất đặc trưng trên Oberon: miệng hốchasma (hẻm núi).[6] Bề mặt cổ của Oberon bị bao phủ bởi nhiều miệng hố nhất trong số tất cả vệ tinh Sao Thiên Vương, với mật độ các miệng hố gần đạt đến mức bão hoà—khi sự hình thành một miệng hố mới được cân bằng với việc phá huỷ miệng hố cũ.[Ghi chú h][27] Phạm vi đường kính của các miệng hố từ vài kilômét nhỏ nhất cho đến 206 kilômét của hố lớn nhất hiện nay[27]Hamlet.[28] Nhiều miệng hố lớn được bao quanh bởi vật chất phun trào (ejecta) do va chạm (tia).[6] Các hố lớn nhất, Hamlet, Othello và Macbeth, có đáy được tạo thành từ các vật chất màu đen được lắng đọng sau khi chúng hình thành.[27] Một chóp có chiều cao khoảng 11 km đã được quan sát từ một số bức hình của Voyager ở gần rìa đông nam Oberon,[29] mà có thể là chóp trung tâm của một lòng chảo va chạm lớn với đường kính khoảng 375 km.[29] Bệ mặt Oberon bị chia cắt bởi hệ thống các hẻm núi, tuy không phổ biến như các hẻm núi trên Titania.[6] Các hẻm núi có lẽ là các phay trực giao hay sườn dốc,[Ghi chú i] có thể có cả cũ lẫn mới.[30] Hẻm núi nổi bật nhất trên Oberon là Mommur Chasma.[31]

Địa chất của Oberon chịu ảnh hưởng bởi hai lực đối lập: sự hình thành hố va chạm và tái tạo bề mặt có nguồn gốc nội sinh.[30] Các hố va chạm diễn ra trong suốt lịch sử hình thành mặt trăng này và góp phần lớn tạo nên diện mạo ngày nay của nó.[27] Quá trình thứ hai xảy ra trong thời kỳ sau khi Oberon hình thành. Quá trình nội sinh là sự kiến tạo chủ yếu trong tự nhiên và dẫn đến sự hình thành các hẻm núi, và đã thực sự tạo ra các vết nứt khổng lồ trên vỏ băng.[30] Các hẻm núi đã xoá bỏ một phần bề mặt cũ.[30] Các vết nứt trên lớp vỏ được gây ra bởi sự nở rộng Oberon khoảng 0,5%,[30] xảy ra trong 2 giai đoạn ứng với các hẻm núi mới và cũ.

Bản chất của các mảng tối, vốn tồn tại chủ yếu trên bán cầu dẫn đường và trong các miệng hố, vẫn chưa được biết. Một số nhà khoa học đưa ra giả thuyết rằng chúng có nguồn gốc từ núi lửa băng (tương tự như các biển Mặt Trăng),[27] trong khi một số khác nghĩ rằng các vụ va chạm đã đào lên vật chất đen vốn bị chôn vùi dưới lớp băng (lớp vỏ).[24]

Oberon-NASA names en.png
Các miệng hố
va chạm trên Oberon,
từ trên xuống dưới:

Mommur Chasma,
trên cùng bên phải
Othello,
ở giữa, chếch bên trái
Hamlet,
ở giữa, chếch bên phải
MacBeth,
chếch bên trái
Caesar
Antony
dưới cùng, chếch bên phải
Các đặc điểm bề mặt có tên trên Oberon[32]
(Đặt tên theo nhân vật trong các tác phẩm của Shakespeare)[33]
Đặc điểm Tên đặt theo Kiểu Đường kính
km
Toạ độ
Mommur Chasma Mommur Chasma 537 16°18′N 323°30′Đ / 16,3°N 323,5°Đ / -16.3; 323.5
Antony Mark Antony Miệng hố 47 27°30′N 65°24′Đ / 27,5°N 65,4°Đ / -27.5; 65.4
Caesar Julius Caesar 76 26°36′N 61°06′Đ / 26,6°N 61,1°Đ / -26.6; 61.1
Coriolanus Coriolanus 120 11°24′N 345°12′Đ / 11,4°N 345,2°Đ / -11.4; 345.2
Falstaff Falstaff 124 22°06′N 19°00′Đ / 22,1°N 19°Đ / -22.1; 19.0
Hamlet Hamlet 206 46°06′N 44°24′Đ / 46,1°N 44,4°Đ / -46.1; 44.4
Lear King Lear 126 5°24′N 31°30′Đ / 5,4°N 31,5°Đ / -5.4; 31.5
MacBeth Macbeth 203 58°24′N 112°30′Đ / 58,4°N 112,5°Đ / -58.4; 112.5
Othello Othello 114 66°00′N 42°54′Đ / 66°N 42,9°Đ / -66.0; 42.9
Romeo Romeo 159 28°42′N 89°24′Đ / 28,7°N 89,4°Đ / -28.7; 89.4

Nguồn gốc và sự tiến hoá[sửa | sửa mã nguồn]

Oberon được cho rằng đã hình thành từ một đĩa bồi tụ hay phụ tinh vân; một đĩa khí và bụi tồn tại quanh Sao Thiên Vương một thời gian sau khi nó được hình thành hoặc được tạo ra từ một va chạm khủng khiếp mà rất có thể đã khiến trục Sao Thiên Vương nghiêng mạnh.[34] Thành phần chính xác của phụ tinh vân vẫn chưa rõ; tuy nhiên, khối lượng riêng tương đối cao của Oberon và các vệ tinh khác của Sao Thiên Vương so với vệ tinh của Sao Thổ chỉ ra rằng chúng có lượng nước tương đối ít.[Ghi chú j][6] Số lượng đáng kể nitơcarbon có thể tồn tại ở dạng carbon monoxide và N2 thay vì amoniac và mêtan.[34] Các vệ tinh được hình thành từ một phụ tinh vân sẽ chứa ít băng hơn và có nhiều đá hơn, giải thích tại sao khối lượng riêng của chúng cao hơn.[6]

Sự bồi tụ của Oberon có lẽ đã diễn ra trong hàng ngàn năm.[34] Sự va chạm kèm theo bồi tụ đã nung nóng mặt ngoài vệ tinh.[35] Nhiệt độ tối đa khoảng 230 K đạt đến độ sâu 60 km.[35] Sau khi kết thúc quá trình hình thành, phần dưới bề mặt bị nguội đi, trong khi phần bên trong Oberon bị nung nóng do sự phân rã các nguyên tố phóng xạ có trong các lớp đá của nó.[6] Lớp cận mặt đang nguội đi thì co lại, trong khi phần bên trong lại nở ra. Điều này dẫn đến các nứt vỡ trên bề mặt Oberon. Hệ thống các hẻm núi ngày nay có thể đã hình thành từ quá trình này, vốn kéo dài trong khoảng 200 triệu năm,[36] ngụ ý rằng mọi quá trình hoạt động nội sinh đều đã kết thúc từ hàng tỉ năm trước.[6]

Sự nung nóng do bồi tụ cùng với việc các nguyên tố phóng xạ tiếp tục phân rã có lẽ đủ mạnh làm tan băng[36] nếu tồn tại thêm một số chất chống đông như amonia (ở dạng ammonia hydrat) hay một số loại muối.[22] Sự tan băng tiếp diễn có thể dẫn đến việc tách biệt băng khỏi đá và hình thành lõi đá bao phủ bởi lớp phủ băng. Một lớp nước lỏng ('đại dương') giàu ammonia hòa tan có thể đã hình thành giữa lớp đá và lớp băng.[22] Điểm eutecti của hỗn hợp lỏng này vào khoảng 176 K.[22] Nếu nhiệt độ hạ xuống thấp hơn thì đại dương này hiện nay có thể đã bị đóng băng. Sự đóng băng của nước có thể dẫn đến sự nở ra của phần bên trong, và nó có thể góp phần vào sự hình thành các địa hào giống như hẻm núi.[27]

Thám hiểm[sửa | sửa mã nguồn]

Cho đến nay những hình ảnh cận cảnh nhất từ Oberon là có được từ tàu thăm dò Voyager 2, chụp được khi bay ngang qua Sao Thiên Vương vào tháng 1 năm 1986. Khoảng cách gần nhất giữa Voyager 2 và Oberon là 470.600 km,[37] tấm hình tốt nhất về vệ tinh này có độ phân giải không gian khoảng 6 km.[27] Các bức hình chụp khoảng 40% bề mặt, nhưng chỉ 25% có đủ chất lượng để có thể lập bản đồ địa chất. Khi Voyager 2 bay qua, chỉ có bán cầu Nam của Oberon hướng về Mặt Trời, nên không thể nghiên cứu được bán cầu Bắc (tối).[6] Không một tàu không gian nào khác từng viếng thăm Sao Thiên Vương (cũng như Oberon), và không có sứ mệnh nào tới hành tinh này được lên kế hoạch trong thời gian tới, ngoại trừ chương trình thăm dò sao Thiên Vương của NASA dự kiến trong giai đoạn 2020-2023.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Ghi chú[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^Diện tích tính toán từ bán kính r: 4\pi r^2.
  2. ^Thể tích v tính toán từ bán kính r: 4\pi r^3/3.
  3. ^Sứt hút bề mặt được tính từ khối lượng Oberon m, hằng số hấp dẫn G và bán kính Oberon r: Gm/r^2.
  4. ^Vận tốc thoát được tính từ khối lượng Oberon m, hằng số hấp dẫn G và bán kính Oberon r: 2Gm/r.
  5. ^Theo phiên âm của từ điển Hoa Kỳ, us dict: ō′·bər·ŏn.
  6. ^Năm vệ tinh lớn của Sao Thiên Vương là Miranda, Ariel, Umbriel, Titania và Oberon.
  7. ^Tám vệ tinh nặng hơn Oberon là Ganymede, Titan, Callisto, Io, Mặt Trăng, Europa, Triton, và Titania.[39]
  8. ^Số lượng lớn các miệng hố trên Oberon nghĩa rằng chúng đã từng có rất nhiều trên bề mặt vệ tinh này.[27]
  9. ^Một số hẻm núi trên Oberon là các graben (địa hào).[27]
  10. ^Ví dụ, Tethys, một vệ tinh của Sao Thổ, có khối lượng riêng là 0,97 g/cm3, nghĩa rằng nó chứa hơn 90% là nước.[8]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a ă 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. ^ Shakespeare, William (1935). A midsummer night's dream. Macmillan. tr. xliv. ISBN 0-486-44721-9. 
  3. ^ a ă â b c d “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: 427–441. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1. 
  5. ^ a ă â Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). “The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data”. The Astronomical Journal 103 (6): 2068–78. doi:10.1086/116211. 
  6. ^ a ă â b c d đ e ê g h i Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). “Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results”. Science 233: 97–102. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889. 
  7. ^ a ă â 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. 
  8. ^ a ă â b c d đ e ê Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, J.R. et.al. (2006). “Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations”. Icarus 184: 543–555. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. arΧiv:0704.1525. 
  9. ^ a ă Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. tr. 109. ISBN 9780521444927. 
  10. ^ 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. 
  11. ^ 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. 
  12. ^ Struve, O. (1848). “Note on the Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. 
  13. ^ Herschel, John (1834). “On the Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36. 
  14. ^ Kuiper, Gerard P. (1949). “The Fifth Satellite of Uranus”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. doi:10.1086/126146. 
  15. ^ Lassell, W. (1852). “Beobachtungen der Uranus-Satelliten”. Astronomische Nachrichten 34: 325. Truy cập ngày 18 tháng 12 năm 2008. 
  16. ^ Lassell, W. (1851). “On the interior satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. 
  17. ^ Lassell, W. (1848). “Observations of Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. 
  18. ^ Lassell, W. (1850). “Bright Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135. 
  19. ^ Lassell, W. (1851). “Letter from William Lassell, Esq., to the Editor”. Astronomical Journal 2 (33): 70. doi:10.1086/100198. 
  20. ^ a ă Ness, Norman F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). “Magnetic Fields at Uranus”. Science 233: 85–89. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. 
  21. ^ Hidas, M.G.; Christou, A.A.; Brown, T.M. (2008). “An observation of a mutual event between two satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 384: L38–L40. doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x. 
  22. ^ a ă â b c d đ 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. ^ a ă â Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). “Search for spectral units on Uranian satellites using color ration images”. Proceeding of the Lunar and Planetary Science (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston) 21: 473–489. 
  24. ^ a ă Helfenstein, P.; Hiller, J.; Weitz, C. and Veverka, J. (1990). “Oberon: color photometry and its geological implications”. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Sciences Institute, Hoston) 21: 489–490. 
  25. ^ “Oberon và Titania” (bằng Tiếng Anh). infoplease.com/. Truy cập ngày 20 tháng 6 năm 2010. 
  26. ^ 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. 
  27. ^ a ă â b c d đ e ê 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. 
  28. ^ “Oberon: Hamlet”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Truy cập ngày 10 tháng 1 năm 2006. 
  29. ^ a ă Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. (2004). “Large impact features on middle-sized icy satellites” (pdf). Icarus 171: 421–43. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. 
  30. ^ a ă â b c Croft, S.K. (1989). “New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda”. Proceeding of Lunar and Planetary Sciences 20 (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston): 205C. 
  31. ^ “Mommur Chasma”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Truy cập ngày 10 tháng 1 năm 2006. 
  32. ^ “Target: Oberon”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Truy cập ngày 23 tháng 5 năm 2009. 
  33. ^ Strobell, M.E.; Masursky, H. (1987). “New Features Named on the Moon and Uranian Satellites”. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–65. 
  34. ^ a ă â 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. 
  35. ^ a ă Squyres, Steven W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). “Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus”. Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779–94. doi:10.1029/JB093iB08p08779. 
  36. ^ a ă 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. 
  37. ^ Stone, E.C. (1987). “The Voyager 2 Encounter With Uranus”. Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–76. doi:10.1029/JA092iA13p14873. 
  38. ^ Paolo Aresi. “Oberon, l'avamposto fra i ghiacci” (bằng Tiếng Ý). Fantascienza.net. Truy cập 13/9/2011. ‘"E, intanto, su Oberon, satellite di Urano, si trova in segreto una base russa, guidata dal robot Tovarisc, che disobbedisce alle ferree programmazioni e crea un suo piccolo simile." 
  39. ^ “Planetary Satellite Physical Parameters”. Jet Propulsion Laboratory, NASA. Truy cập ngày 31 tháng 1 năm 2009. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

  • Hamilton, Calvin J. (1999). “Oberon profile”. NASA's Solar System Exploration. Truy cập ngày 21 tháng 5 năm 2009. 
  • Arnett, Bill (22 tháng 12 năm 2004). “Oberon profile”. The Nine8 Planets. Truy cập ngày 6 tháng 3 năm 2009. 
  • Arnett, Bill (17 tháng 11 năm 2004). “Seeing the Solar System”. The Nine8 Planets. Truy cập ngày 6 tháng 3 năm 2009.