Oberon (satelliitti)

Oberon on Uranuksen  toiseksi suurin ja massiivisin kuu , aurinkokunnan yhdeksänneksi suurin ja kymmenenneksi suurin satelliitti . Tunnetaan myös nimellä Uranus IV . Löysi William Herschel vuonna 1787. Nimetty William Shakespearen Kesäyön unelman keijujen ja haltioiden kuninkaan mukaan . Suurista satelliiteistaan ​​kauimpana Uranuksesta . Sen kiertorata sijaitsee osittain planeetan magnetosfäärin ulkopuolella .

On todennäköistä, että Oberon muodostui akkretiolevystä , joka ympäröi Urania välittömästi muodostumisen jälkeen. Satelliitti koostuu suunnilleen yhtä suuresta määrästä kiveä ja jäätä , ja se on todennäköisesti erotettu kivisydämeksi ja jäiseksi vaipaksi. Niiden rajalla on kenties kerros nestemäistä vettä .

Oberonin pinta on tumma punaisella sävyllä. Sen kohokuvio muodostui pääasiassa asteroidien ja komeettojen törmäyksistä, jotka loivat lukuisia kraattereita , joiden halkaisija oli jopa 210 km . Oberonilla on kanjonijärjestelmä ( grabens ), joka muodostuu suoliston laajentumisen seurauksena sen historian varhaisessa vaiheessa tapahtuneen kuoren venymisestä .

Oberon, kuten koko Uranus-järjestelmä, tutki lähietäisyydeltä vain yhtä avaruusalusta - Voyager 2 :ta . Lentäessään satelliitin lähellä tammikuussa 1986 hän otti useita kuvia, joiden avulla oli mahdollista tutkia noin 40 % sen pinnasta. .

Löytämisen, nimeämisen ja tutkimuksen historia

William Herschel löysi Oberonin 11. tammikuuta 1787 (samana päivänä kuin Titania ja 6 vuotta Uranuksen jälkeen) [1] [9] . Herschel raportoi myöhemmin neljän muun satelliitin löytämisestä [10] , mutta nämä havainnot osoittautuivat virheellisiksi [11] . Kukaan paitsi Herschel [12] ei havainnut Titaniaa ja Oberonia niiden löytämisen jälkeen 50 vuoteen silloisten teleskooppien heikon läpäisykyvyn vuoksi. Nyt näitä satelliitteja voidaan tarkkailla maasta korkealuokkaisilla amatööriteleskoopeilla [7] .

Alun perin Oberonia kutsuttiin "Uranuksen toiseksi kuuksi", ja vuonna 1848 William Lassell antoi sille nimen "Uranus II" [13] , vaikka hän käytti joskus William Herschelin numerointia, jossa Titaniaa ja Oberonia kutsuttiin "Uranus II:ksi" ja "Uranus IV" [14] . Lopulta vuonna 1851 Lassell nimesi neljä tuolloin tunnettua satelliittia roomalaisin numeroin niiden etäisyyden mukaan planeetalta. Siitä lähtien Oberon on kantanut nimitystä "Uranus IV" [15] .

Myöhemmin kaikki Uranuksen satelliitit nimettiin William Shakespearen ja Alexander Popen teosten henkilöiden mukaan . Oberon sai nimensä Oberonin  - keijujen ja haltioiden kuninkaan - kunniaksi Shakespearen näytelmästä " Kesäyön unelma " [16] . Nimet kaikille neljälle tuolloin tunnetulle Uranuksen kuulle ehdotti Herschelin poika John vuonna 1852 William Lassellin [17] pyynnöstä, joka oli löytänyt kaksi muuta kuuta Ariel ja Umbriel vuotta aiemmin [18] .

Ainoat kuvat Oberonista, joissa näkyy pinnan yksityiskohtia, on otettu Voyager 2 -avaruusaluksella . Tammikuussa 1986 hän lähestyi Oberonia 470 600 kilometrin etäisyydeltä [19] ja otti kuvia noin 6 kilometrin tarkkuudella (vain Miranda ja Ariel otettiin paremmalla resoluutiolla) [20] . Kuvat kattavat 40 % satelliitin pinnasta, mutta vain 25 % on otettu geologiseen kartoitukseen riittävällä laadulla . Ohimatkan aikana Aurinko valaisi Oberonin eteläisen pallonpuoliskon (samoin kuin muita satelliitteja), kun taas pohjoinen pallonpuolisko oli upotettuna napayöhön, joten sitä ei voitu tutkia [5] .

Ennen Voyager 2 :n lentoa satelliitista tiedettiin hyvin vähän. Maan päällä tehtyjen spektrografisten havaintojen tuloksena Oberonissa todettiin vesijään esiintyminen. Mikään muu avaruusalus ei ole koskaan käynyt Uranin järjestelmässä ja erityisesti Oberonissa. Vierailuja ei ole suunniteltu lähitulevaisuudessa.

Orbit

Oberon on kauimpana Uranuksesta viidestä suuresta satelliitistaan ​​[e] . Sen kiertoradan säde on 584 000 kilometriä. Radalla on pieni epäkeskisyys ja kaltevuus planeetan päiväntasaajaan nähden [2] . Sen kiertoaika on 13,46 vuorokautta ja sama kuin kiertoaika akselinsa ympäri. Toisin sanoen Oberon on synkroninen satelliitti , joka on aina kääntynyt samalla puolella planeettaa [5] . Merkittävä osa Oberonin radasta kulkee Uranuksen magnetosfäärin ulkopuolella [21] . Tämän seurauksena aurinkotuuli vaikuttaa suoraan sen pintaan [8] . Ja orjapuoliskoa pommittavat myös magnetosfäärin plasmahiukkaset , jotka liikkuvat Uranuksen ympäri paljon nopeammin kuin Oberon (jaksolla, joka on yhtä suuri kuin planeetan aksiaalikierto). Tällainen pommittaminen voi johtaa tämän pallonpuoliskon pimenemiseen, mikä havaitaan kaikilla Uranuksen satelliiteilla paitsi Oberonilla [8] .

Koska Uranus pyörii Auringon ympäri "sen puolella" ja sen päiväntasaajan taso on suunnilleen sama kuin sen suurten satelliittien päiväntasaajan (ja kiertoradan) tason, vuodenaikojen vaihtelu niillä on hyvin omituinen. Jokainen Oberonin napa on täydellisessä pimeydessä 42 vuotta ja jatkuvasti valaistuna 42 vuotta, ja kesäpäivänseisauksen aikana navalla oleva aurinko saavuttaa melkein zeniittinsä [8] . Voyager 2:n ohilento vuonna 1986 osui kesäpäivänseisauksen aikaan eteläisellä pallonpuoliskolla, kun taas lähes koko pohjoinen pallonpuolisko oli pimeässä.

Kerran 42 vuodessa, Uranuksen päiväntasauksen aikana, Aurinko (ja sen mukana oleva maa) kulkee päiväntasaajan läpi, ja sitten voidaan havaita sen satelliittien keskinäinen peittyminen . Useita tällaisia ​​tapahtumia havaittiin vuosina 2006-2007, mukaan lukien Oberonin Umbrielin miehitys 4. toukokuuta 2007, joka kesti lähes kuusi minuuttia [22] .

Koostumus ja sisäinen rakenne

Oberon on Uranuksen toiseksi suurin ja massiivisin kuu ja aurinkokunnan yhdeksänneksi suurin kuu [f] . Oberonin tiheys on 1,63 g/cm³ [4] (korkeampi kuin Saturnuksen kuit ) ja osoittaa, että Oberon koostuu suunnilleen yhtä suuresta määrästä vesijäätä ja raskaita ei-jää-aineosia, joihin voi kuulua kiveä ja orgaanisia aineita [5] [23] . Vesijään ( kiteiden muodossa satelliitin pinnalla) esiintyminen osoitettiin myös spektrografisilla havainnoilla [8] . Uranuksen satelliiteille ominaisessa erittäin alhaisissa lämpötiloissa jää muuttuu kuin kivi ( ice I c ). Sen absorptionauhat takapuoliskolla ovat voimakkaampia kuin etupuoliskolla, kun taas Uranuksen muilla kuuilla on päinvastainen [8] .Tämän puolipallon eron syytä ei tunneta. Ehkä tosiasia on, että johtava pallonpuolisko on alttiimpi meteoriittitörmäyksille , jotka poistavat siitä jäätä [8] . Tumma materiaali voi muodostua ionisoivan säteilyn vaikutuksesta orgaanisiin aineisiin , erityisesti metaaniin, jota on siellä klatraattien koostumuksessa [5] [24] .

Oberon voidaan erottaa kivisydämeksi ja jäiseksi vaipaksi [23] . Jos tämä on totta, niin satelliitin tiheydestä voidaan määrittää, että ytimen säde on noin 63 % satelliitin säteestä (480 km) ja ytimen massa on suunnilleen 54 % satelliitin säteestä. Oberonin massa. Paine Oberonin keskustassa on noin 0,5 GPa (5 kbar ) [23] . Jäävaipan tilasta ei ole tietoa. Jos jää sisältää riittävän määrän ammoniakkia tai muuta pakkasnestettä , Oberonin ytimen ja vaipan välisellä rajalla voi olla nestemäinen valtameri. Tämän valtameren paksuus, jos se on olemassa, voi olla 40 kilometriä ja lämpötila on noin 180 K [23] . Oberonin sisäinen rakenne riippuu kuitenkin suurelta osin sen lämpöhistoriasta, jota nykyään tunnetaan vähän.

Pinta

Oberonin pinta on melko tumma (Uranuksen suurista satelliiteista vain Umbriel on sitä tummempi ) [6] . Sen Bond-albedo  on noin 14 % [6] . Kuten Miranda, Ariel ja Titania, Oberonilla on voimakas oppositiovaikutus : kun vaihekulma kasvaa 0°:sta 1°:een, sen pinnan heijastavuus laskee 31 %:sta 22 %:iin [6] . Tämä osoittaa sen suuren huokoisuuden (luultavasti seurausta mikrometeoriittipommituksesta) [25] . Kuun pinta on enimmäkseen punainen, lukuun ottamatta valkoista tai hieman sinertävää tuoretta ejectiota törmäyskraatterien ympärillä [26] . Oberon on punaisin Uranuksen suurista kuista. Sen etupuolipallo on paljon punaisempi kuin sen takapuolisko, koska siinä on enemmän tummanpunaista materiaalia. Yleensä taivaankappaleiden pinnan punoitus on seurausta kosmisesta sään vaikutuksesta, joka johtuu varautuneiden hiukkasten ja mikrometeoriitien pommituksesta [ 24] . Kuitenkin Oberonin tapauksessa pinnan punoitus johtuu todennäköisesti punertavan materiaalin laskeutumisesta, joka tulee Uraanijärjestelmän ulkoosasta (mahdollisesti epäsäännöllisistä kuiista ). Tämä asettuminen tapahtuu pääasiassa johtavalla pallonpuoliskolla [27] .

Oberonilla on nimetty 9 kraatteria ja 1 kanjoni [28] [5] . Kraatterien keskittyminen Oberonissa on suurempi kuin muilla Uranuksen kuilla. Pinta on kyllästetty niillä, eli kun uusia kraattereita ilmaantuu, noin sama määrä vanhoja tuhoutuu, eikä niiden määrä muutu. Tämä osoittaa, että Oberonin pinta on vanhempi kuin muiden Uranuksen satelliittien pinta [20] , ja osoittaa, että sillä ei ole ollut geologista aktiivisuutta pitkään aikaan. Löydetyistä kraatereista suurimman [20]  - kraatterin Hamlet [29]  - halkaisija on 206 kilometriä. Monista kraattereista valonsäteet eroavat, oletettavasti jääpurkaus [5] . Suurimpien kraatterien pohja on tumma. Joissakin kuvissa Oberonin haarassa näkyy 11 kilometrin mäki. On mahdollista, että tämä on toisen kraatterin keskikukkula, ja silloin sen halkaisijan tulisi olla noin 375 km [30] .

Oberonin pinnan halki kulkee kanjonijärjestelmä (vaikka ne ovat siellä paljon harvinaisempia kuin Titanialla [5] ). Kanjonit ( lat.  chasma , pl. chasmata ) ovat pitkiä painaumia, joissa on jyrkkiä rinteitä; ne ovat todennäköisesti muodostuneet vikojen seurauksena . Eri kanjonien ikä vaihtelee huomattavasti. Jotkut niistä ylittävät sädekraattereista tulevan ulospuhalluksen, mikä osoittaa, että nämä kraatterit ovat vanhempia kuin vikoja [31] . Oberonin merkittävin kanjoni on Mommur Canyon [32] .

Oberonin kohokuviota muokkaa kaksi vastakkaista prosessia: törmäyskraatterien muodostuminen ja endogeeninen pinnan ennallistaminen [31] . Ensimmäinen prosessi on tärkein ja toimii koko satelliitin historian ajan [20] ja toinen - vasta sen alussa, kun satelliitin sisäpuoli oli vielä geologisesti aktiivinen. Oberonin endogeeniset prosessit ovat luonteeltaan pääasiassa tektonisia . Ne johtivat kanjonien muodostumiseen - jättimäisiin halkeamiin jääkuoreen. Kuoren halkeilu johtui todennäköisimmin Oberonin laajenemisesta, joka tapahtui kahdessa vaiheessa, mikä vastasi vanhojen ja nuorten kanjonien ilmaantumista. Samaan aikaan sen pinta-ala kasvoi vastaavasti noin 0,5 % ja 0,4 % [31] .

Oberonin suurimpien kraatterien (kuten Hamlet, Macbeth ja Othello) pohjalla näkyy pimeä aine. Lisäksi kraatterien ulkopuolella on tummia pisteitä, pääasiassa johtavalla pallonpuoliskolla. Jotkut tutkijat ehdottavat, että nämä täplät ovat seurausta kryovulkanismista [20] , kun saastunutta vettä kaadettiin pinnalle jääkuoreen muodostuneiden rakojen kautta, jotka jähmettyessään muodostivat tumman pinnan. Näin ollen nämä ovat analogeja kuun merille , joissa veden sijasta oli laava. Toisen version mukaan pimeä aine syrjäytettiin syvistä kerroksista meteoriitin törmäysten seurauksena, mikä on mahdollista, jos Oberon on jossain määrin erilaistunut eli siinä on jääkuori ja suolet tummempaa materiaalia [26] .

Alkuperä ja evoluutio

Kuten kaikki suuret Uranuksen kuut , Oberon muodostui luultavasti kaasun ja pölyn kertymäkiekosta , joka joko oli olemassa Uranuksen ympärillä jonkin aikaa planeetan muodostumisen jälkeen tai esiintyi jättimäisessä törmäyksessä, mikä todennäköisimmin aiheutti Uranuksen erittäin suuren akselin kallistuksen [ 35] . Kiekon tarkkaa koostumusta ei tunneta, mutta Uranuksen kuiiden suurempi tiheys Saturnukseen verrattuna viittaa siihen, että se sisälsi suhteellisen vähän vettä [g] [5] . Merkittävä määrä hiiltä ja typpeä voisi olla hiilimonoksidin (CO) ja molekyylitypen (N 2 ) muodossa metaanin ja ammoniakin sijaan [35] . Tällaisesta kiekosta muodostetun satelliitin tulisi sisältää vähemmän vesijäätä (jossa on CO- ja N 2 -klatraatteja ) ja enemmän kiveä, mikä selittää sen suuren tiheyden [5] .

Oberonin muodostuminen kesti todennäköisesti useita tuhansia vuosia [35] . Kasvua seuranneet törmäykset lämmittivät satelliitin ulkokerroksia [36] . Maksimilämpötila (noin 230 K) saavutettiin todennäköisesti noin 60 kilometrin syvyydessä [36] . Muodostumisen päätyttyä Oberonin ulompi kerros jäähtyi ja sisäkerros alkoi lämmetä sen syvyyksissä olevien radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen vuoksi [5] . Pintakerros supistui jäähtymisen seurauksena, kun taas lämmittävä sisäkerros laajeni. Tämä aiheutti Oberonin kuoreen voimakkaan mekaanisen rasituksen , joka saattoi johtaa vikojen muodostumiseen . Ehkäpä nykyinen kanjonijärjestelmä ilmestyi tältä. Tämä prosessi kesti noin 200 miljoonaa vuotta [37] ja siksi pysähtyi useita miljardeja vuosia sitten [5] .

Alkuperäisen kertymisen ja radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen aiheuttama lämpö saattaa riittää sulattamaan suolistossa olevan jään, jos se sisälsi jäätymisenestoaineita  - ammoniakkia tai suolaa [36] . Sulaminen saattoi johtaa jään erottumiseen kivestä ja kivisydämen muodostumiseen, jota ympäröi jäävaippa. Niiden rajalle saattaa ilmaantua kerros ammoniakkia sisältävää nestemäistä vettä. Niiden seoksen eutektinen lämpötila on 176 K [23] . Jos valtameren lämpötila laski tämän arvon alapuolelle, se on nyt jäässä. Jäätyminen johtaisi sen laajenemiseen ja kuoren halkeilemiseen sekä kanjonien muodostumiseen [20] . Nykyinen tieto Oberonin geologisesta historiasta on kuitenkin hyvin rajallinen.

Oberon kulttuurissa

Oberonin maallisen tutkimusmatkan tapahtumien ympärille rakennetaan Sergei Pavlovin sci-fi-dilogian " Moon Rainbow " juoni. Dilogian ensimmäisen tarinan perusteella kuvattiin samanniminen myöhäis Neuvostoliiton elokuva .

Yksi amerikkalaisen tieteiskirjailijan Edmond Hamiltonin tarinoista  - " Ukonen kuun aarre " - kuvaa Oberonia tulivuorten peittämänä planeetana, jolla on kivipinta ja nestemäisen laavan valtameret, eläviä olentoja - "palomiehiä" ja esiintymä. harvinaisimmista antigravitanteista elementeistä - "levium" .

Oberon mainitaan myös Juri Vizborin astronauteille omistetussa laulussa "Let there be a start": Rakennamme tikkaat tähtiin, kuljemme mustien syklonien läpi Smolenskin aurinkokoivuista Oberonin sumuisiin etäisyyksiin . ..

Professori Niklaus Wirth nimesi uusimman ohjelmointikielensä Oberoniksi tämän Uranuksen kuun mukaan [38] .

Katso myös

• Uranus
• Uranuksen kuut

Kommentit

1. ^   Satelliitin halkaisija lasketaanrseuraavasti:.
2. ^   Satelliitin pinta-ala lasketaanrseuraavasti:.
3. ^   Tilavuusvlasketaan säteestärseuraavasti:.
4. ^   Painovoiman aiheuttama kiihtyvyys lasketaan käyttämällä massaam,gravitaatiovakiota Gja sädettärsiten:.
5. ^   Uranuksen viisi suurta kuuta ovatMiranda,Ariel,Umbriel,Titaniaja Oberon.
6. ^   Kahdeksan Oberonia massiivista kuuta:Ganymede,Titan,Callisto,Io,Luna,Europa,TritonjaTitania[2].
7. ^   EsimerkiksiTethyksen , Saturnuksen kuun, tiheys on 0,97g/cm³, mikä osoittaa, että se on yli 90 % vettä[8].

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 Herschel William, Sr. Kertomus kahden Georgian planeetan ympäri kiertävän satelliitin löytämisestä  //  Lontoon kuninkaallisen seuran filosofiset tapahtumat . - 1787. - Voi. 77 , nro. 0 . - s. 125-129 . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Planeettasatelliitin keskimääräiset kiertorataparametrit . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Käyttöpäivä: 7. heinäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. (määrätön)
3. ↑ Thomas PC -säteet, Uranuksen satelliittien muodot ja topografia raajan  koordinaateista  // Icarus . - Elsevier , 1988. - Voi. 73 , no. 3 . - s. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - .
4. ↑ 1 2 3 Jacobson RA; ampbell, JK; Taylor, AH ja Synnott, SP Uranuksen ja sen tärkeimpien satelliittien massat Voyager-seurantatiedoista ja maapohjaisista Uraani-satelliittitiedoista  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Voi. 103 , no. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Smith BA; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et ai. Voyager 2 Uranian järjestelmässä: kuvantamisen tieteelliset  tulokset  // Tiede . - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 97-102 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 4 Karkoschka E. Uranuksen renkaiden ja 16 satelliitin kattava fotometria Hubble-  avaruusteleskoopilla  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Voi. 151 . - s. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . - .
7. ↑ 12 Newton Bill; Tece, Philip. Amatööritähtitieteen opas . - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - s. 109. - ISBN 978-0-521-44492-7 .
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Grundy WM; Young, L.A.; Spencer, JR; et ai. H 2 O- ja CO 2 -jään jakaumat Arielissa, Umbrielissa , Titaniassa ja Oberonissa IRTF/SpeX-havainnoista   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Voi. 184 , nro. 2 . - s. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
9. ↑ Herschel William, Sr. George's Planetilla ja sen satelliiteilla  (englanniksi)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 1788. - Voi. 78 , no. 0 . - s. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - .
10. ↑ Herschel William, Sr. Georgium Sidusin neljän muun satelliitin löytämisestä; Vanhojen satelliittien retrogradinen liike julkistettu; Ja niiden katoamisen syyt tietyillä etäisyyksillä planeetalta selitettyinä  // Lontoon kuninkaallisen seuran filosofiset  tapahtumat . - 1798. - Voi. 88 , no. 0 . - s. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
11. ↑ Struve O. Muistiinpano Uranuksen satelliiteista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Voi. 8 , ei. 3 . - s. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
12. ↑ Herschel, John. Uranuksen satelliiteista  // Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet  . - Oxford University Press , 1834. - Voi. 3 , ei. 5 . - s. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - . — .
13. ↑ Lassell, W. Uranuksen satelliittien havainnot  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . - Oxford University Press , 1848. - Voi. 8 , ei. 3 . - s. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . — .
14. ↑ Lassell, W. Uranuksen kirkkaat satelliitit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1850. - Voi. 10 , ei. 6 . - s. 135 . - .
15. ↑ Lassell, W. William Lassellin kirje toimittajalle  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Voi. 2 , ei. 33 . - s. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
16. ↑ Kuiper GP The Fifth Satellite of Uranus  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1949. - Voi. 61 , nro. 360 . - s. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (englanniksi)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - Voi. 34 . - s. 325 . - .
18. ↑ Lassell W. Uranuksen sisäsatelliiteista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Voi. 12 . - s. 15-17 . - .
19. ↑ Stone EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Voi. 92 , no. A13 . - P. 14.873-14.876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 Plescia JB Uranin satelliittien kraatterihistoria: Umbriel, Titania ja Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Voi. 92 , no. A13 . - P. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - .
21. ↑ Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et ai. Uranuksen magneettikentät  (englanniksi)  // Tiede . - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 85-89 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
22. ↑ Hidas MG; Christou, A.A.; Brown, TM Havainto kahden Uranus-satelliitin välisestä keskinäisestä tapahtumasta  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Voi. 384 , no. 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. Keskikokoisten ulkoplaneettasatelliittien ja suurten transneptunisten objektien pinnanalaiset  valtameret ja syvät sisätilat  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Voi. 185 , nro. 1 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
24. ↑ 12 Bell III JF; McCord, TB Spektriyksiköiden etsiminen Uranin satelliiteista värisuhdekuvien avulla  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21. maaliskuuta. 12-16, 1990. - Houston, TX, Yhdysvallat: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - P. 473-489 . - .
25. ↑ Buratti BJ, Thomas PC 4.4. Uranuksen satelliitit // Aurinkokunnan tietosanakirja / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - S. 774. - 1336 s. — ISBN 9780124160347 .
26. ↑ 1 2 Helfenstein P.; Hiller, J.; Weitz, C. ja Veverka, J. Oberon: värifotometria ja sen geologiset vaikutukset  // Kuu-  ja planeettatieteen konferenssin tiivistelmät. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1990. - Voi. 21 . - s. 489-490 . - .
27. ↑ Buratti BJ; Mosher, Joel A. Uraanin satelliittien  vertailevat globaalit albedo- ja värikartat  // Icarus . - Elsevier , 1991. - Voi. 90 . - s. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
28. ↑ 1 2 Oberonin nimikkeistö Sisällysluettelo . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . USGS Astrogenologia. Haettu 21. lokakuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 21. lokakuuta 2022. (määrätön)
29. ↑ Oberon: Hamlet . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . USGS Astrogenologia. Haettu 21. lokakuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 21. syyskuuta 2022. (määrätön)
30. ↑ Moore JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. Suuret törmäysominaisuudet keskikokoisissa jäisissä  satelliiteissa  // Icarus . — Elsevier , 2004. — Voi. 171 , nro. 2 . - s. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - .
31. ↑ 1 2 3 Croft SK Uudet geologiset kartat Uraani-satelliiteista Titania, Oberon, Umbriel ja Miranda  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Voi. 20 . — s. 205C .
32. ↑ Oberon: Mommur Chasma . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . USGS Astrogenologia. Haettu 21. lokakuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 21. tammikuuta 2022. (määrätön)
33. ↑ Luokat nimeämisominaisuuksille planeetoilla ja  satelliiteissa . Planeetan nimikkeistön tiedottaja . Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) Planetary System Nomenclature -työryhmä (WGPSN). Haettu 21. lokakuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 21. lokakuuta 2022.
34. ↑ Strobell ME; Masursky, H. Kuun ja Uraani-satelliittien uudet ominaisuudet  // Kuu-  ja planeettatieteen tiivistelmät. - 1987. - Voi. 18 . - s. 964-965 . - .
35. ↑ 1 2 3 Mousis O. Termodynaamisten olosuhteiden mallintaminen Uranin alisumussa - Vaikutukset säännölliseen satelliittikoostumukseen  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 413 . - s. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
36. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Saturnuksen ja Uranuksen satelliittien akkretiolämmitys  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - Voi. 93 , ei. B8 . - P. 8.779-8.794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
37. ↑ Hillier J.; Squires, Steven. Terminen jännitystektoniikka Saturnuksen ja Uranuksen satelliiteilla  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - Voi. 96 , no. E1 . - P. 15.665-15.674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . - .
38. ↑ M. Reiser, N. Wirth. Ohjelmointi Oberonissa . Haettu 15. lokakuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 25. maaliskuuta 2016. (määrätön)

Linkit

• Oberon SAI:n verkkosivuilla.
• Arnett, Bill. Oberon profiili . The Nine Planets (22. joulukuuta 2004). (määrätön)
• Arnett, Bill. Aurinkokunnan näkeminen . The Nine Planets (17. marraskuuta 2004). (määrätön)
• Hamilton, Calvin J. Oberon . Näkymät aurinkokunnan verkkosivuilta (2001). (määrätön)
• Oberon: Yleiskatsaus (downlink) . NASA :n aurinkokunnan tutkimussivusto. Haettu 26. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 25. syyskuuta 2015. (määrätön) 
• Oberonin nimikkeistö . USGS Planetary Nomenclature -sivusto. (määrätön)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani Hienoa norjalaista Brockhaus ja Efron Uusi Britannica (verkossa)

Uranus
Uranuksen kuut	Ariel Belinda bianca Desdemona Julia Caliban Cordelia Cressida Cupid Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Pakkaus Perdita Osa Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Ominaisuudet	Uranuksen renkaat
Avaaminen	William Herschel William Lassell
Tutkimus	Voyager ohjelma Voyager 2
Uranuksen troijalaiset	2011 QF99
muu	15 Orion Uranus kulttuurissa

aurinkokunta
Keskitähti ja planeetat _	Aurinko Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
kääpiöplaneetat	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Sedna Orc Quaoar Ase-ase 2002 MS 4
Suuret satelliitit	Ganymede Titaani Callisto Ja noin Kuu Euroopassa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliitit / renkaat	Maa / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Orca quawara
Ensimmäiset löydetyt asteroidit	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Pienet ruumiit	meteoroidit asteroidit / niiden satelliitit lähellä maata päävyö troijalainen kentaurit transneptuninen Kuiperin vyö plutino cubewano hajallaan oleva levy damokloidit komeetat Oort pilvi
keinotekoisia esineitä	keinotekoiset maasatelliitit planeettojen välinen avaruusalus
Hypoteettiset esineet	Tulivuori ja vulkanoidit Mercuryn satelliitti Venuksen satelliitit muut maan satelliitit vastamaa Planet Nine , Tyche , Planet X ja muut trans-Neptunian planeetat Nemesis Entiset planeetat: Theia , Phaeton tai Planet V Viides kaasujätti
Luettelo aurinkokunnan kohteista Tähtitieteelliset esineet