Oberon (satelit)

Oberon  je druhý největší a nejhmotnější měsíc Uranu , devátý největší a desátý největší satelit ve sluneční soustavě . Také známý jako Uran IV . Objevil jej William Herschel v roce 1787. Pojmenováno po králi víl a elfů z Williama Shakespeara Sen noci svatojánské . Nejvzdálenější od Uranu mezi jeho velkými satelity . Jeho oběžná dráha se částečně nachází mimo magnetosféru planety .

Je pravděpodobné, že Oberon vznikl z akrečního disku , který obklopil Uran bezprostředně po formování. Satelit se skládá ze zhruba stejného množství horniny a ledu a pravděpodobně se dělí na skalnaté jádro a ledový plášť. Na jejich hranici je možná vrstva kapalné vody .

Oberonův povrch je tmavý s červeným nádechem. Jeho reliéf tvořily především dopady asteroidů a komet , které vytvořily četné krátery o průměru až 210 km . Oberon má systém kaňonů ( grabens ) vytvořených natažením kůry v důsledku expanze útrob v rané fázi své historie .

Oberon, stejně jako celý systém Uran, studoval zblízka pouze jednu kosmickou loď - Voyager 2 . Když v lednu 1986 proletěl poblíž satelitu, pořídil několik snímků, které umožnily prostudovat asi 40 % jeho povrchu. .

Historie objevů, pojmenování a studia

Oberon objevil William Herschel 11. ledna 1787 (ve stejný den jako Titania a 6 let po Uranu) [1] [9] . Herschel později oznámil objev dalších čtyř satelitů [10] , ale tato pozorování se ukázala jako chybná [11] . 50 let po jejich objevu Titanii a Oberona nepozoroval nikdo kromě Herschela [12] kvůli slabé průbojné síle tehdejších dalekohledů. Nyní lze tyto satelity pozorovat ze Země pomocí amatérských dalekohledů vysoké třídy [7] .

Zpočátku byl Oberon nazýván „Druhý měsíc Uranu“ a v roce 1848 mu William Lassell dal jméno „Uran II“ [13] , i když někdy používal číslování Williama Herschela, ve kterém byli Titania a Oberon nazýváni „Uran II“ a „Uran IV“ respektive [14] . Nakonec v roce 1851 Lassell označil čtyři tehdy známé satelity římskými číslicemi v pořadí podle jejich vzdálenosti od planety. Od té doby nese Oberon označení „Uran IV“ [15] .

Následně byly všechny satelity Uranu pojmenovány po postavách z děl Williama Shakespeara a Alexandra Popea . Oberon dostal své jméno na počest Oberona  - krále víl a elfů ze Shakespearovy hry " Sen noci svatojánské " [16] . Jména všech čtyř známých měsíců Uranu v té době navrhl Herschelův syn John v roce 1852 na žádost Williama Lassella [17] , který o rok dříve objevil dva další měsíce Ariel a Umbriel [18] .

Jediné snímky Oberonu, které dosud ukazují detaily povrchu, byly pořízeny sondou Voyager 2 . V lednu 1986 se přiblížil k Oberonu na vzdálenost 470 600 km [19] a pořídil snímky s rozlišením asi 6 kilometrů (s lepším rozlišením byly pořízeny pouze Miranda a Ariel) [20] . Snímky pokrývají 40 % povrchu satelitu, ale pouze 25 % je zachyceno v kvalitě dostatečné pro geologické mapování . Během průletu Voyagerem Slunce osvětlovalo jižní polokouli Oberonu (stejně jako další satelity), zatímco severní polokoule byla ponořena do polární noci a nemohla být tak studována [5] .

Před letem Voyageru 2 bylo o satelitu známo velmi málo. V důsledku pozemních spektrografických pozorování byla zjištěna přítomnost vodního ledu na Oberonu. Žádná jiná kosmická loď nikdy nenavštívila uranský systém a Oberon zvláště. V dohledné době nejsou plánovány žádné návštěvy.

Orbit

Oberon je nejvzdálenější od Uranu z jeho pěti velkých satelitů [e] . Poloměr jeho oběžné dráhy je 584 000 kilometrů. Dráha má mírnou excentricitu a sklon k rovníku planety [2] . Jeho oběžná doba je 13,46 dne a shoduje se s dobou rotace kolem své osy. Jinými slovy, Oberon je synchronní satelit , vždy otočený stejnou stranou k planetě [5] . Významná část Oberonovy dráhy prochází mimo magnetosféru Uranu [21] . Díky tomu je jeho povrch přímo ovlivňován slunečním větrem [8] . A otrocká hemisféra je také bombardována částicemi magnetosférického plazmatu , které se pohybují kolem Uranu mnohem rychleji než Oberon (s periodou rovnou periodě axiální rotace planety). Takové bombardování může vést ke ztmavnutí této polokoule, které je pozorováno na všech satelitech Uranu kromě Oberonu [8] .

Jelikož Uran obíhá kolem Slunce „na své straně“ a rovina jeho rovníku se přibližně shoduje s rovinou rovníku (a oběžné dráhy) jeho velkých satelitů, je na nich střídání ročních období velmi zvláštní. Každý pól Oberonu je v naprosté tmě po dobu 42 let a nepřetržitě osvětlen po dobu 42 let a během letního slunovratu Slunce na pólu téměř dosáhne svého zenitu [8] . Průlet Voyageru 2 v roce 1986 se shodoval s letním slunovratem na jižní polokouli, zatímco téměř celá severní polokoule byla ve tmě.

Jednou za 42 let při rovnodennosti na Uranu projde Slunce (a s ním i Země) jeho rovníkovou rovinou a pak lze pozorovat vzájemné zákryty jeho satelitů. Několik takových událostí bylo pozorováno v letech 2006-2007, včetně zákrytu Umbriel Oberonem 4. května 2007, který trval téměř šest minut [22] .

Složení a vnitřní struktura

Oberon je druhý největší a nejhmotnější měsíc Uranu a devátý největší měsíc ve sluneční soustavě [f] . Oberonova hustota je 1,63 g/cm³ [4] (vyšší než u Saturnových měsíců ) a ukazuje, že Oberon se skládá z přibližně stejných množství vodního ledu a těžkých neledových složek, které mohou zahrnovat horninu a organické látky [5] [23] . Přítomnost vodního ledu (ve formě krystalů na povrchu družice) prokázala i spektrografická pozorování [8] . Při extrémně nízkých teplotách, charakteristických pro satelity Uranu, se led stává jako kámen ( led I c ). Jeho absorpční pásy na zadní polokouli jsou silnější než na přední, zatímco ostatní měsíce Uranu to mají naopak [8] .Důvod tohoto hemisférického rozdílu není znám. Možná je skutečností, že přední polokoule je náchylnější k dopadům meteoritů , které z ní odstraňují led [8] . Tmavý materiál mohl vzniknout v důsledku působení ionizujícího záření na organické látky , zejména na metan, který je tam přítomen ve složení klatrátů [5] [24] .

Oberon lze rozlišit na kamenné jádro a ledový plášť [23] . Pokud je to pravda, pak z hustoty satelitu lze určit, že poloměr jádra je asi 63 % poloměru satelitu (480 km) a hmotnost jádra je přibližně rovna 54 % hmotnost Oberon. Tlak ve středu Oberonu je asi 0,5 GPa (5 kbar ) [23] . Stav ledového pláště není znám. Pokud led obsahuje dostatečné množství čpavku nebo jiné nemrznoucí směsi , pak může být na hranici mezi Oberonovým jádrem a pláštěm tekutý oceán. Tloušťka tohoto oceánu, pokud existuje, může dosáhnout 40 kilometrů a teplota je asi 180 K [23] . Vnitřní struktura Oberonu však do značné míry závisí na jeho tepelné historii, která je dnes málo známá.

Povrch

Povrch Oberonu je poměrně tmavý (z velkých satelitů Uranu je tmavší pouze Umbriel ) [6] . Jeho Bond albedo  je asi 14 % [6] . Stejně jako Miranda, Ariel a Titania, Oberon demonstruje silný opoziční efekt : jak se fázový úhel zvětšuje z 0° na 1°, odrazivost jeho povrchu klesá z 31 % na 22 % [6] . To svědčí o jeho vysoké pórovitosti (pravděpodobně v důsledku bombardování mikrometeority) [25] . Povrch Měsíce je převážně červený, s výjimkou bílých nebo lehce namodralých čerstvých výronů kolem impaktních kráterů [26] . Oberon je nejčervenější mezi velkými měsíci Uranu. Jeho přední polokoule je mnohem červenější než zadní polokoule, protože má více tmavě červeného materiálu. Obvykle je zarudnutí povrchu nebeských těles důsledkem kosmického zvětrávání způsobeného bombardováním povrchu nabitými částicemi a mikrometeority [ 24] . V případě Oberonu je však zarudnutí povrchu pravděpodobně způsobeno usazováním načervenalého materiálu, který pochází z vnější části uranského systému (možná z nepravidelných měsíců ). K tomuto usazování dochází především v přední hemisféře [27] .

Na Oberonu bylo pojmenováno 9 kráterů a 1 kaňon [28] [5] . Koncentrace kráterů na Oberonu je větší než na jiných měsících Uranu. Povrch je jimi nasycen, to znamená, že když se objeví nové krátery, je zničeno přibližně stejné množství starých a jejich počet se nemění. To ukazuje, že povrch Oberonu je starší než povrch ostatních satelitů Uranu [20] , a svědčí to o absenci geologické aktivity na něm po dlouhou dobu. Průměr největšího z objevených kráterů [20]  - kráteru Hamlet [29]  - je 206 kilometrů. Z mnoha kráterů se světelné paprsky rozcházejí, pravděpodobně jde o výrony ledu [5] . Dno největších kráterů je tmavé. Na některých snímcích je na úbočí Oberonu vidět 11kilometrový kopec. Je možné, že se jedná o centrální kopec jiného kráteru a jeho průměr by pak měl být asi 375 km [30] .

Povrch Oberonu protíná soustava kaňonů (i když jsou tam mnohem méně běžné než na Titanii [5] ). Kaňony ( lat.  chasma , pl. chasmata ) jsou dlouhé sníženiny se strmými svahy; vznikly pravděpodobně v důsledku poruch . Stáří různých kaňonů se výrazně liší. Některé z nich procházejí vyvržením z paprskových kráterů, což ukazuje, že tyto krátery jsou starší než zlomy [31] . Nejpozoruhodnějším kaňonem Oberonu je kaňon Mommur [32] .

Reliéf Oberonu je formován dvěma protichůdnými procesy: tvorbou impaktních kráterů a endogenní obnovou povrchu [31] . První proces je hlavní a funguje po celou historii družice [20] a druhý - teprve na jejím počátku, kdy byl vnitřek družice ještě geologicky aktivní. Endogenní procesy na Oberonu jsou převážně tektonického charakteru. Vedly ke vzniku kaňonů – obřích trhlin v ledové krustě. Praskání kůry bylo s největší pravděpodobností způsobeno expanzí Oberonu, ke které došlo ve dvou fázích, odpovídajících vzhledu starých a mladých kaňonů. Současně se jeho povrch zvětšil asi o 0,5 % a 0,4 % [31] .

Na dně největších Oberonových kráterů (jako Hamlet, Macbeth a Othello) je viditelná temná hmota. Mimo krátery jsou navíc tmavé skvrny, hlavně na přední polokouli. Někteří vědci se domnívají, že tyto skvrny jsou výsledkem kryovulkanismu [20] , kdy se znečištěná voda vylila na povrch mezerami vytvořenými v ledové krustě, která po ztuhnutí vytvořila tmavý povrch. Jedná se tedy o analogy měsíčních moří , kde místo vody byla láva. Podle jiné verze byla temná hmota vyražena z hlubokých vrstev dopady meteoritů, což je možné, pokud je Oberon do určité míry diferencovaný , to znamená, že má ledovou kůru a útroby z tmavšího materiálu [26] .

Původ a evoluce

Stejně jako všechny velké měsíce Uranu se Oberon pravděpodobně vytvořil z disku akrečního plynu a prachu , který buď existoval kolem Uranu nějakou dobu po zformování planety, nebo se objevil při obří srážce, která Uranu s největší pravděpodobností způsobila velmi velký sklon osy [ 35] . Přesné složení disku není známo, ale vyšší hustota Uranových měsíců ve srovnání s měsíci Saturnu naznačuje, že obsahoval relativně málo vody [g] [5] . Významné množství uhlíku a dusíku by mohlo být ve formě oxidu uhelnatého (CO) a molekulárního dusíku (N 2 ) spíše než metanu a čpavku [35] . Satelit vytvořený z takového disku by měl obsahovat méně vodního ledu (s klatráty CO a N 2 ) a více horniny, což by vysvětlovalo jeho vysokou hustotu [5] .

Vznik Oberonu pravděpodobně trval několik tisíc let [35] . Srážky, které akreci provázely, zahřály vnější vrstvy družice [36] . Maximální teploty (asi 230 K) bylo pravděpodobně dosaženo v hloubce asi 60 kilometrů [36] . Po dokončení formace se vnější vrstva Oberonu ochladila a vnitřní se vlivem rozpadu radioaktivních prvků v jejích útrobách začala zahřívat [5] . Povrchová vrstva se ochlazováním smršťovala, zatímco topná vnitřní vrstva expandovala. To způsobilo silné mechanické namáhání v Oberonově kůře , které mohlo vést ke vzniku poruch . Možná tak se objevil současný systém kaňonu. Tento proces trval asi 200 milionů let [37] , a proto se zastavil před několika miliardami let [5] .

Teplo z počáteční akrece a následného rozpadu radioaktivních prvků by mohlo stačit k roztavení ledu v útrobách, pokud by obsahoval nějaké nemrznoucí směsi  - čpavek nebo sůl [36] . Tání mohlo vést k oddělení ledu od horniny a vytvoření skalnatého jádra obklopeného ledovým pláštěm. Na jejich hranici by se mohla objevit vrstva kapalné vody obsahující čpavek. Eutektická teplota jejich směsi je 176 K [23] . Pokud teplota oceánu klesla pod tuto hodnotu, pak je nyní zmrazený. Zamrznutí by vedlo k jeho rozpínání a praskání kůry a vzniku kaňonů [20] . Současné znalosti o Oberonově geologické historii jsou však velmi omezené.

Oberon v kultuře

Kolem událostí, které nastaly s pozemskou expedicí do Oberonu, se buduje děj sci-fi dilogie Sergeje Pavlova „ Měsíční duha “. Na základě prvního příběhu dilogie byl natočen stejnojmenný pozdně sovětský film .

Jeden z příběhů amerického spisovatele sci-fi Edmonda Hamiltona  – „ The Treasure of the Thunder Moon “ – popisuje Oberon jako planetu pokrytou sopkami, s kamenným povrchem a oceány tekuté lávy, živými tvory – „hasiči“ a ložiskem. nejvzácnějšího antigravitačního prvku - "levium" .

Oberon je zmíněn i v písni Jurije Vizbora „Let there be start“, věnované astronautům: Postavíme žebřík ke hvězdám, projdeme černými cyklóny od smolenských solárních bříz do mlžných dálek Oberonu .. ..

Profesor Niklaus Wirth pojmenoval svůj nejnovější programovací jazyk Oberon po tomto měsíci Uranu [38] .

Viz také

• Uran
• Měsíce Uranu

Komentáře

1. ^   Průměr družice se vypočítá zrtakto:.
2. ^   Povrchová plocha satelitu se vypočítá zrtakto:.
3. ^   Objemvse vypočítá z poloměrurtakto:.
4. ^   Gravitační zrychlení se vypočítá pomocí hmotnostim,gravitační konstanty Ga poloměrurtedy:.
5. ^   Pět hlavních měsíců Uranu jsouMiranda,Ariel,Umbriel,Titaniaa Oberon.
6. ^   Osm měsíců hmotnějších než Oberon:Ganymede,Titan,Callisto,Io,Luna,Europa,TritonaTitania[2].
7. ^   NapříkladTethys , měsíc Saturnu, má hustotu 0,97g/cm³, což ukazuje, že obsahuje více než 90 % vody[8].

Poznámky

1. ↑ 1 2 Herschel William, Sr. Popis objevu dvou satelitů točících se kolem georgiánské planety  // Filosofické transakce Královské společnosti v  Londýně . - 1787. - Sv. 77 , č. 0 _ - str. 125-129 . - doi : 10.1098/rstl.1787.0016 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Střední orbitální parametry planetárního satelitu . Laboratoř proudového pohonu, Kalifornský technologický institut. Datum přístupu: 7. července 2011. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. (neurčitý)
3. ↑ Thomas PC Poloměry, tvary a topografie satelitů Uranu ze  souřadnic končetin  // Icarus . - Elsevier , 1988. - Sv. 73 , č. 3 . - str. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - .
4. ↑ 1 2 3 Jacobson RA; ampbell, JK; Taylor, AH a Synnott, SP Hmotnosti Uranu a jeho hlavních satelitů ze sledovacích dat Voyageru a dat pozemských družic Uranu  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Sv. 103 , č. 6 . - S. 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. a kol. Voyager 2 v uranském systému: Imaging Science  Results  // Science . - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 .
6. ↑ 1 2 3 4 Karkoschka E. Komplexní fotometrie prstenců a 16 satelitů Uranu pomocí Hubbleova vesmírného  dalekohledu  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Sv. 151 . - str. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — .
7. ↑ 12 Newton Bill; Tece, Philipe. Průvodce amatérskou astronomií . - 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; a kol. Distribuce ledu H 2 O a CO 2 na Ariel, Umbriel, Titania a Oberon z pozorování IRTF/SpeX   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Sv. 184 , č. 2 . - S. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
9. ↑ Herschel William, Sr. On George's Planet and its satellites  (anglicky)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 1788. - Sv. 78 , č. 0 _ - str. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1788.0024 . - .
10. ↑ Herschel William, Sr. O objevu čtyř dalších satelitů Georgium Sidus; Ohlášen retrográdní pohyb svých starých satelitů; A příčina jejich zmizení v určitých vzdálenostech od planety vysvětlena  // Filosofické  transakce Královské společnosti v Londýně . - 1798. - Sv. 88 , č. 0 _ - str. 364-378 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
11. ↑ Struve O. Poznámka o satelitech Uranu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1848. - Sv. 8 , č. 3 . - str. 44-47 . - doi : 10.1093/mnras/8.3.43 . — .
12. ↑ Herschel, John. O satelitech Uranu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1834. - Sv. 3 , ne. 5 . - str. 35-36 . - doi : 10.1093/mnras/3.5.35 . - . — .
13. ↑ Lassell, W. Observations of Satellites of Uran  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1848. - Sv. 8 , č. 3 . - str. 43-44 . - doi : 10.1093/mnras/10.6.135 . — .
14. ↑ Lassell, W. Bright Satellites of Uran  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1850. - Sv. 10 , č. 6 . — S. 135 . - .
15. ↑ Lassell, W. Dopis Williama Lassella, Esq., editorovi  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Sv. 2 , ne. 33 . — S. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
16. ↑ Kuiper GP Pátá družice Uranu  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - 1949. - Sv. 61 , č. 360 . - str. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
17. ↑ Lassell W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (anglicky)  // Astronomische Nachrichten . - Wiley-VCH , 1852. - Sv. 34 . — S. 325 . — .
18. ↑ Lassell W. O vnitřních satelitech Uranu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Sv. 12 . - str. 15-17 . - .
19. ↑ Stone EC The Voyager 2 Setkání s Uranem  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Sv. 92 , č. A13 . - S. 14.873-14.876 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 Plescia JB Historie kráterů uranských satelitů: Umbriel, Titania a Oberon  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Sv. 92 , č. A13 . - S. 14918-14932 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14918 . - .
21. ↑ Ness NF; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; a kol. Magnetic Fields at Uranus  (anglicky)  // Science . - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - str. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
22. ↑ Hidas MG; Christou, A.A.; Brown, TM Pozorování vzájemné události mezi dvěma satelity Uranu  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Sv. 384 , č.p. 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. Podpovrchové oceány a hluboké vnitřky středně velkých družic vnějších planet a velkých transneptunických objektů   // Icarus . - Elsevier , 2006. - Sv. 185 , č.p. 1 . - str. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
24. ↑ 12 Bell III JF; McCord, TB Hledání spektrálních jednotek na uranských satelitech pomocí snímků s poměrem barev  //  Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. - Houston, TX, Spojené státy: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1991. - S. 473-489 . - .
25. ↑ Buratti BJ, Thomas PC 4.4. The Satellites of Uran // Encyklopedie sluneční soustavy / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - S. 774. - 1336 s. — ISBN 9780124160347 .
26. ↑ 1 2 Helfenstein P.; Hiller, J.; Weitz, C. a Veverka, J. Oberon: barevná fotometrie a její geologické implikace  //  Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1990. - Sv. 21 . - S. 489-490 . - .
27. ↑ Buratti BJ; Mosher, Joel A. Srovnávací globální albedo a barevné mapy uranských satelitů   // Icarus . - Elsevier , 1991. - Sv. 90 . - str. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
28. ↑ 1 2 Nomenklatura Oberon Obsah . Gazetteer of Planetary Nomenclature . USGS astrogeologie. Získáno 21. října 2022. Archivováno z originálu dne 21. října 2022. (neurčitý)
29. ↑ Oberon: Hamlet . Gazetteer of Planetary Nomenclature . USGS astrogeologie. Získáno 21. října 2022. Archivováno z originálu dne 21. září 2022. (neurčitý)
30. ↑ Moore JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. a kol. Velké dopadové útvary na středně velké ledové  satelity  // Icarus . — Elsevier , 2004. — Sv. 171 , č.p. 2 . - str. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - .
31. ↑ 1 2 3 Croft SK Nové geologické mapy uranských satelitů Titania, Oberon, Umbriel a Miranda  //  Proceeding of Lunar and Planetary Sciences. - Houston: Lunar and Planetary Sciences Institute, 1989. - Sv. 20 . — S. 205C .
32. ↑ Oberon: Mommur Chasma . Gazetteer of Planetary Nomenclature . USGS astrogeologie. Získáno 21. října 2022. Archivováno z originálu dne 21. ledna 2022. (neurčitý)
33. ↑ Kategorie pro pojmenování prvků na planetách a  satelitech . Gazetteer of Planetary Nomenclature . Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních systémů (WGPSN). Získáno 21. října 2022. Archivováno z originálu dne 21. října 2022.
34. ↑ Strobell ME; Masursky, H. New Features Named on the Moon and Uranian Satellites  //  Abstracts of the Lunar and Planetary Science. - 1987. - Sv. 18 . - S. 964-965 . - .
35. ↑ 1 2 3 Mousis O. Modelování termodynamických podmínek v uranské submlhovině - Důsledky pro pravidelné složení satelitů  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 413 . - str. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
36. ↑ 1 2 3 Squyres SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felixi. Akreční ohřev satelitů Saturnu a Uranu  //  Journal of Geophysical Research. - 1988. - Sv. 93 , č. B8 . - S. 8,779-8,794 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
37. ↑ Hillier J.; Squiresi, Stevene. Tektonika tepelného napětí na satelitech Saturnu a Uranu  //  Journal of Geophysical Research. - 1991. - Sv. 96 , č. E1 . - S. 15.665-15.674 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — .
38. ↑ M. Reiser, N. Wirth. Programování v Oberonu . Získáno 15. října 2009. Archivováno z originálu dne 25. března 2016. (neurčitý)

Odkazy

• Oberon na webu SAI.
• Arnett, Bill. Oberon profil . Devět planet (22. prosince 2004). (neurčitý)
• Arnett, Bill. Vidět sluneční soustavu . Devět planet (17. listopadu 2004). (neurčitý)
• Hamilton, Calvin J. Oberon . Pohledy na webovou stránku Sluneční soustavy (2001). (neurčitý)
• Oberon: Přehled (downlink) . Webová stránka NASA Solar System Exploration. Získáno 26. června 2020. Archivováno z originálu dne 25. září 2015. (neurčitý) 
• Nomenklatura Oberon . Webové stránky planetární nomenklatury USGS. (neurčitý)

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Brockhaus a Efron Nový Britannica (online)

Uran
Měsíce Uranu	Ariel Belinda bianca Desdemona Julie Kalibán Cordelie Cressida Amor Mab margarita Miranda Oberon Ofélie Balíček Perdita Část Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinanda francisco
Charakteristika	Prsteny Uranu
Otevírací	William Herschel William Lassell
Výzkum	Program Voyager Voyager 2
Trojské koně Uranu	2011 QF99
jiný	15 Orion Uran v kultuře

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty