Oberon (vệ tinh)

Đối với các định nghĩa khác, xem Oberon (định hướng).

Oberon

Hình ảnh tốt nhất về Oberon được chụp bởi Voyager 2[a]
Khám phá
Khám phá bởi	William Herschel
Ngày phát hiện	11 tháng 1 năm 1787[1]
Tên định danh
Tên định danh	Uranus IV
Phiên âm	/ˈoʊbərɒn/ hoặc /ˈoʊbərən/[2]
Tính từ	Oberonian /ɒbəˈroʊniən/[3]
Đặc trưng quỹ đạo
Bán trục lớn	583520 km[4]
Độ lệch tâm	0,0014[4]
Chu kỳ quỹ đạo	13,463234 ngày[4]
Tốc độ vũ trụ cấp 1 trung bình	3,15 km/s (tính toán)
Độ nghiêng quỹ đạo	0,058° (so với xích đạo Sao Thiên Vương)[4]
Vệ tinh của	Sao Thiên Vương
Đặc trưng vật lý
Bán kính trung bình	761,4±2,6 km (0,1194 lần Trái Đất)[5]
Diện tích bề mặt	7285000 km^2[b]
Thể tích	1849000000 km^3[c]
Khối lượng	(3,076±0,087)×10^21 kg[6]
Mật độ trung bình	1,63±0,05 g/cm^3[7]
Hấp dẫn bề mặt	0,355 m/s²[d]
Tốc độ vũ trụ cấp 2	0,734 km/s[e]
Chu kỳ tự quay	coi như đồng bộ[8]
Suất phản chiếu	0,31 (hình học) 0,14 (liên kết)[9]
Nhiệt độ	70–80 K[10]
Cấp sao biểu kiến	14,1[11]

Oberon /ˈoʊbərɒn/, 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 có khả năng là được hình thành từ đĩa bồi tụ bao quanh Sao Thiên Vương ngay sau khi hành tinh này hình thành. Vệ tinh này được cấu tạo từ băng và đá với lượng xấp xỉ bằng nhau, và có khả năng có sự phân biệt 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 chasmata (địa hào hoặc sườn) được hình thành từ sự mở rộng các thành phần bên trong vào thời kỳ đầu tiến hoá của thiên thể này.

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

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

Ngày 11 tháng 1 năm 1787, nhà thiên văn học người Anh gốc Đức William Herschel phát hiện vệ tinh Oberon; cũng trong cùng ngày ông cũng đã phát hiện ra vệ tinh lớn nhất của Sao Thiên Vương, Titania.^[1][12] Sau đó ông còn báo cáo về việc phát hiện ra thêm bốn vệ tinh khác,^[13] mặc dù sau đó chúng được xác nhận là giả.^[14] 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,^[15] mặc dù các vệ tinh này ngày nay có thể được quan sát từ Trái Đất bởi các kính viễn vọng nghiệp dư cao cấp.^[11]

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.^[16] Tên của bốn vệ tinh phát hiện đầu tiên được con trai của Herschel, John đề nghị vào năm 1852, theo yêu cầu của William Lassell,^[17] người đã phát hiện ra hai vệ tinh khác, Ariel và Umbriel, một năm trước đó.^[18] 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. Dạng tính từ của tên vệ tinh là Oberonian, /ˌɒbəˈroʊniən/.^[19]

Oberon ban đầu được gọi là "vệ tinh thứ hai của Sao Thiên Vương", vào năm 1848 được nhà thiên văn học người Anh William Lassell định danh là Uranus II^[20], bởi dù ông đôi khi sử dụng cách đánh số của William Herschel (trong đó Titania và Oberon là II và IV).^[21] 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.^[22]

Quỹ đạo

Quỹ đạo Oberon cách Sao Thiên Vương khoảng 584,000 km, xa nhất trong số năm vệ tinh lớn.^[f] Quỹ đạo Oberon có độ nghiêng và độ lệch tâm nhỏ tương đối so với xích đạo Sao Thiên Vương.^[4] 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.^[8] Một phần đáng kể quỹ đạo Oberon nằm bên ngoài từ quyển Sao Thiên Vương.^[23] Kết quả là bề mặt của nó bị bắn phá trực tiếp dưới gió Mặt Trời.^[10] 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, vốn quay cùng hành tinh.^[23] 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).^[10]

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) 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, với Mặt Trời mọc gần thiên đỉnh trên một trong các cực tại mỗi điểm chí.^[10] Khi Voyager 2 bay qua Nam bán cầu của Oberon, trùng với ngày hạ chí năm 1986, khi mà gần như toàn bộ Bắc bán cầu chìm trong bóng tối. Cứ mỗi 42 năm, Sao Thiên Vương lại đến điểm phân 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 năm 2007, khi Oberon che khuất Umbriel.^[24]

Thành phần và cấu trúc bên trong

So sánh kích thước của Trái Đất, Mặt Trăng và Oberon.

Oberon là vệ tinh lớn và nặng thứ hai của Sao Thiên Vương sau Titania, và là vệ tinh nặng thứ 9 trong Hệ Mặt Trời.^[g] Tuy nhiên, nó vẫn là vệ tinh lớn thứ mười tính theo kích thước bởi vì Rhea, vệ tinh lớn thứ hai của Sao Thổ và là vệ tinh lớn thứ chín, có kích thước gần bằng Oberon mặc dù Rhea lớn hơn Oberon khoảng 0,4%, mặc dù Oberon nặng hơn Rhea về khối lượng.^[26] Khối lượng riêng của Oberon là 1,63 g/cm³,^[7] 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.^[27] Thành phần thứ hai có thể được cấu tạo từ đá và vật chất giàu carbon bao gồm hợp chất hữu cơ nặng.^[8] Sự tồn tại của nước đá kết tinh trên bề mặt của vệ tinh được nhận dạng thông qua việc quan sát quang phổ.^[10] 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.^[10] 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.^[10] 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.^[10] 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.^[8][28]

Oberon có thể có một lõi đá tách biệt được bao quanh bởi một lớp phủ băng..^[27] 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).^[27] Tình trạng hiện tại của lớp phủ băng là không rõ ràng. Nếu băng chứa đủ amonia 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 (gần với nhiệt độ eutecti của nước-amoniac là 176 K).^[27] Tuy nhiên, cấu trúc bên trong của Oberon phụ thuộc nhiều vào lịch sử nhiệt của nó, mà hiện nay ít được biết đến.

Đặc trưng bề mặt và địa chất

Ảnh của Obero. Tất cả các tên đặc trưng bề mặt được chú thích.

Oberon là vệ tinh tối thứ hai trong số năm vệ tinh lớn của Sao Thiên Vương sau Umbriel.^[9] Bề mặt của nó cho thấy một hiệu ứng xung đối mạnh mẽ: sự phản xạ của nó giảm từ 31% ở góc pha 0° (suất phản chiếu hình học) tới 22% ở góc khoảng 1°. Oberon có suất phản chiếu Bond thấp, khoảng 14%.^[9] Bề mặt của nó nói chung có màu đỏ, ngoại trừ các lớp trầm tích do va chạm mới có màu trung tính hoặc màu xanh nhạt.^[29] Trong thực tế, Oberon là vệ tinh đỏ nhất trong các vệ tinh lớn của Sao Thiên Vương. 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.^[28] 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.^[28] 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.^[30]

Các nhà khoa học đã ghi nhận hai nhóm yếu tố địa chất đặc trưng trên Oberon: miệng hố và chasmata ('hẻm núi'—những chỗ trũng sâu, kéo dài, có sườn dốc^[31] mà có lẽ sẽ được mô tả là thung lũng tách giãn hoặc vách đứng nếu có trên Trái Đất).^[8] 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.^[32] Phạm vi đường kính của các miệng hố từ vài kilômét nhỏ nhất cho đến 206 kilômét của hố lớn nhất hiện nay^[32] là Hamlet.^[33] Nhiều miệng hố lớn được bao quanh bởi vật chất phun trào do va chạm (tia).^[8] 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.^[32] 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,^[34] mà có thể là chóp trung tâm của một lòng chảo va chạm lớn với đường kính khoảng 375 km.^[34] Bệ mặt Oberon bị chia cắt bởi hệ thống các hẻm núi, tuy không phổ biến như các hẻm núi trên Titania.^[8] Các mặt của hẻm núi có lẽ là những sườn được tạo ra bởi các đứt gãy thuận^[h] có thể có cả cũ lẫn mới.^[35] Hẻm núi nổi bật nhất trên Oberon là Mommur Chasma.^[36]

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.^[35] Các hố va chạm diễn ra trong suốt lịch sử hình thành vệ tinh này và góp phần lớn tạo nên diện mạo ngày nay của nó.^[32] 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.^[35] Các hẻm núi đã xoá bỏ một phần bề mặt cũ.^[35] Các vết nứt trên lớp vỏ được gây ra bởi sự nở rộng Oberon khoảng 0,5%,^[35] 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),^[32] 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).^[29]

Tên đặc trưng bề mặt Oberon^[37]

Đặc trưng	Tên đặt theo	Kiểu	Chiều dài (đường kính), km	Toạ độ
Mommur Chasma	Mommur, French folklore	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
Đặc trưng bề mặt Oberon được đặt tên theo các nhân vật nam và địa điểm gắn liền với những tác phẩm của Shakespeare.[38]

Nguồn gốc và sự tiến hoá

Oberon được cho rằng đã hình thành từ một đĩa bồi tụ hay tiểu 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.^[39] Thành phần chính xác của tiểu 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.^[i][8] Số lượng đáng kể nitơ và carbon có thể tồn tại ở dạng carbon monoxit và N₂ thay vì amonia và mêtan.^[39] Các vệ tinh được hình thành từ một tiểu tinh vân sẽ chứa ít băng hơn và có nhiều đá hơn, giải thích tại sao khối lượng riêng của chúng cao hơn.^[8]

Sự bồi tụ của Oberon có lẽ đã diễn ra trong hàng ngàn năm.^[39] Sự va chạm kèm theo bồi tụ đã nung nóng mặt ngoài vệ tinh.^[40] Nhiệt độ tối đa khoảng 230 K đạt đến độ sâu 60 km.^[40] 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.^[8] 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,^[41] ngụ ý rằng mọi quá trình hoạt động nội sinh đều đã kết thúc từ hàng tỉ năm trước.^[8]

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^[41] nếu tồn tại thêm một số chất chống đông như amonia (ở dạng ammonia hydrat) hay một số loại muối.^[27] 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.^[27] Nhiệt độ eutecti của hỗn hợp lỏng này vào khoảng 176 K.^[27] 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.^[32] Tuy nhiên, những hiểu biết hiện tại về quá trình tiến hóa của Oberon vẫn còn rất hạn chế.

Thám hiểm

Bài chi tiết: Thám hiểm Sao Thiên Vương và Voyager 2 § Gặp sao Thiên Vương

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,^[42] tấm hình tốt nhất về vệ tinh này có độ phân giải không gian khoảng 6 km.^[32] Các bức hình chụp khoảng 40% bề mặt, nhưng chỉ 25% có đủ chất lượng để có thể lập bản đồ địa chất.^[32] 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).^[8] Không một tàu không gian nào khác từng viếng thăm Sao Thiên Vương.

Xem thêm

• Vệ tinh tự nhiên của Sao Thiên Vương
• Oberon trong viễn tưởng. Vệ tinh Oberon xuất hiện trong một số tác phẩm văn học giả tưởng:
  • Tiểu thuyết "Kho báu Lôi tinh" (Treasure on Thunder Moon, 1942) của Edmond Hamilton nhắc tới Oberon như là một thế giới của núi lửa, quê hương của chủng người ngoài hành tinh bán ý thức
  • Tiểu thuyết "Oberon, l'avamposto fra i ghiacci" (1987) của nhà báo, nhà văn viễn tưởng người ý Paolo Aresi, một cơ sở bí mật của Nga được xây dựng trên Oberon<^[43]

Ghi chú

1. A number of bright-rayed craters are visible. Hamlet, just below center, has dark material on its floor; to its upper left is smaller Othello. Above the limb at lower left rises an 11 km high mountain, probably the central peak of another crater. Mommur Chasma runs along the terminator at upper right.
2. Diện tích bề mặt được tính toán từ bán kính r: ${\displaystyle 4\pi r^{2}}$.
3. Thể tích v được tính toán từ bán kính r: ${\displaystyle 4\pi r^{3}/3}$.
4. Hấp dẫn bề mặt được tính từ khối lượng m, hằng số hấp dẫn G và bán kínhr: ${\displaystyle Gm/r^{2}}$.
5. Vận tốc thoát được tính từ khối lượng m, hằng số hấp dẫn G và bán kính r: √2Gm/r.
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.^[25]
8. Một số hẻm núi trên Oberon là địa hào.^[32]
9. 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.^[10]

Tham khảo

1. ^ Herschel, W. S. (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. JSTOR 106717.
2. “Oberon”. Merriam-Webster Dictionary.
3. Normand (1970) Nathaniel Hawthorne
4. ^ “Planetary Satellite Mean Orbital Parameters”. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
5. 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.
6. R. A. Jacobson (2014) 'The Orbits of the Uranian Satellites and Rings, the Gravity Field of the Uranian System, and the Orientation of the Pole of Uranus'. The Astronomical Journal 148:5
7. ^ Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (tháng 6 năm 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.
8. ^ Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (ngày 4 tháng 7 năm 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. S2CID 5895824.
9. ^ Karkoschka, Erich (2001). “Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope” (PDF). Icarus. 151 (1): 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596. S2CID 121044546. Bản gốc (PDF) lưu trữ ngày 13 tháng 2 năm 2020.
10. ^ Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (tháng 10 năm 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. S2CID 12105236.
11. ^ Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. tr. 109. ISBN 978-0-521-44492-7.
12. Herschel, W. S. (ngày 1 tháng 1 năm 1788). “On the Georgian Planet and Its Satellites”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 78: 364–378. Bibcode:1788RSPT...78..364H. doi:10.1098/rstl.1788.0024.
13. Herschel, William Sr. (ngày 1 tháng 1 năm 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.
14. Struve, O. (1848). “Note on the Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43L. doi:10.1093/mnras/8.3.43.
15. Herschel, John (tháng 3 năm 1834). “On the Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 3 (5): 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3...35H. doi:10.1093/mnras/3.5.35.
16. 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. S2CID 119916925.
17. Lassell, W. (1852). “Beobachtungen der Uranus-Satelliten”. Astronomische Nachrichten (bằng tiếng Đức). 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325.
18. Lassell, W. (1851). “On the interior satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. doi:10.1093/mnras/12.1.15.
19. Shakespeare, William (1935). A midsummer night's dream. Macmillan. tr. xliv. ISBN 0-486-44721-9.
20. Lassell, W. (1848). “Observations of Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43L. doi:10.1093/mnras/8.3.43.
21. Lassell, W. (1850). “Bright Satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 10 (6): 135. Bibcode:1850MNRAS..10..135L. doi:10.1093/mnras/10.6.135.
22. Lassell, William (tháng 12 năm 1851). “Letter from William Lassell, Esq., to the Editor”. Astronomical Journal. 2 (33): 70. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198.
23. ^ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (tháng 7 năm 1986). “Magnetic Fields at Uranus”. Science. 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Sci...233...85N. doi:10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. S2CID 43471184.
24. Hidas, M. G.; Christou, A. A.; Brown, T. M. (tháng 2 năm 2008). “An observation of a mutual event between two satellites of Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 384 (1): L38–L40. arXiv:0711.2095. Bibcode:2008MNRAS.384L..38H. doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x. S2CID 14971001.
25. “Planetary Satellite Physical Parameters”. Jet Propulsion Laboratory, NASA. Truy cập ngày 31 tháng 1 năm 2009.
26. “By The Numbers | Oberon - NASA Solar System Exploration”. NASA.
27. ^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (tháng 11 năm 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.
28. ^ Bell, J. F., III; McCord, T. B. (1991). A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images. Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990 (Conference Proceedings). Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. tr. 473–489. Bibcode:1991LPSC...21..473B.
29. ^ Helfenstein, P.; Hillier, J.; Weitz, C.; Veverka, J. (tháng 3 năm 1990). “Oberon: Color Photometry and its Geological Implications”. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. 21: 489–490. Bibcode:1990LPI....21..489H.
30. Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (tháng 3 năm 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.
31. USGS Astrogeology: Gazetteer of Planetary Nomenclature – Feature Types
32. ^ Plescia, J. B. (ngày 30 tháng 12 năm 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.
33. USGS/IAU (ngày 1 tháng 10 năm 2006). “Hamlet on Oberon”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Truy cập ngày 28 tháng 3 năm 2012.
34. ^ Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (tháng 10 năm 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.
35. ^ 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. tr. 205C. Bibcode:1989LPI....20..205C.
36. “Oberon: Mommur”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Truy cập ngày 30 tháng 8 năm 2009.
37. “Oberon Nomenclature Table of Contents”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Truy cập ngày 17 tháng 10 năm 2022.
38. Strobell, M. E.; Masursky, H. (tháng 3 năm 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.
39. ^ 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.
40. ^ 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. hdl:2060/19870013922.
41. ^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (tháng 8 năm 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.
42. Stone, E. C. (ngày 30 tháng 12 năm 1987). “The Voyager 2 Encounter with Uranus” (PDF). Journal of Geophysical Research. 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode:1987JGR....9214873S. doi:10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227.
43. Paolo Aresi. “Bản sao đã lưu trữ” (bằng tiếng Ý). Fantascienza.net. Bản gốc lưu trữ ngày 1 tháng 12 năm 2008. Truy cập ngày 13 tháng 9 năm 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." Đã định rõ hơn một tham số trong |tên bài= và |title= (trợ giúp)

Liên kết ngoài

Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện truyền tải về Oberon (vệ tinh).

• Oberon (astronomy) tại Encyclopædia Britannica (tiếng Anh)
• Arnett, Bill (ngày 22 tháng 12 năm 2004). “Oberon profile”. The Nine Planets.
• Arnett, Bill (ngày 17 tháng 11 năm 2004). “Seeing the Solar System”. The Nine Planets.
• Hamilton, Calvin J. (2001). “Oberon”. Views of the Solar System web site.
• “Oberon: Overview”. NASA's Solar System Exploration web site. Bản gốc lưu trữ ngày 26 tháng 11 năm 2002.
• “Oberon Nomenclature”. USGS Planetary Nomenclature web site.

"Oberon (vệ tinh)" là một bài viết chọn lọc của Wikipedia tiếng Việt. Mời bạn xem phiên bản đã được bình chọn vào ngày 8 tháng 4 năm 2012 và so sánh sự khác biệt với phiên bản hiện tại.