Saltar para o conteúdo

Satélites de Urano

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
(Redirecionado de Luas de Urano)
Imagem do Telescópio Espacial James Webb mostrando Urano, seus anéis, e várias de suas luas.
Comparação de tamanho entre Urano e suas seis maiores luas. Da esquerda para a direita: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon.

Urano, o sétimo planeta do Sistema Solar, possui 28 satélites naturais conhecidos.[1] Todos receberam nomes de personagens das obras de William Shakespeare e Alexander Pope.[2] O astrônomo William Herschel descobriu as duas primeiras luas do planeta, Titânia e Oberon, em 1787. As outras luas esféricas foram descobertas em 1851 por William Lassell (Ariel e Umbriel) e em 1948 por Gerard Kuiper (Miranda).[2] As demais luas foram descobertas a partir de 1986, durante o sobrevoo da Voyager 2 por Urano ou através de telescópios terrestres avançados.[1][3]

Os satélites de Urano são divididos em três grupos: treze satélites internos, cinco grandes satélites e dez satélites irregulares. Os satélites internos são pequenos corpos escuros que possuem propriedades e origem comuns com os anéis do planeta. Os cinco grandes satélites são massivos o suficiente para estarem em equilíbrio hidrostático, e quatro deles mostram sinais de atividade interna como formação de cânions e vulcanismo em suas superfícies.[3] O maior satélite desses cinco, Titânia, tem um diâmetro de 1 578 km e é o oitavo maior satélite no Sistema Solar. Os satélites irregulares de Urano são corpos capturados e têm órbitas elípticas e inclinadas a grandes distâncias do planeta.[1]

Descoberta

[editar | editar código-fonte]

As duas primeiras luas de Urano conhecidas, Titânia e Oberon, foram descobertas pelo astrônomo alemão-britânico William Herschel em 11 de janeiro de 1787, seis anos após ele ter descoberto o planeta em si. Mais tarde, Herschel acreditou ter observado pelo menos seis luas e até um anel ao redor do planeta (veja abaixo). Por cerca de cinquenta anos, os instrumentos de Herschel eram os únicos com os quais as luas haviam sido vistas.[4] Na década de 1840, instrumentos melhores e uma posição mais favorável de Urano no céu levaram a indicações esporádicas de satélites adicionais no sistema. Eventualmente, as próximas duas luas, Ariel e Umbriel, foram descobertas pelo astrônomo inglês William Lassell em 1851.[5] Nessa época, não havia consenso sobre a designação com números romanos das luas de Urano, e publicações hesitavam entre as designações de Herschel (onde Titânia e Oberon são Urano II e IV) e de William Lassell (onde eles são I e II).[6] Com a confirmação de Ariel e Umbriel, Lassell numerou as luas de I a IV em ordem de distância crescente a Urano, e essas designações foram adotadas permanentemente.[7] Em 1852, o filho de Herschel, John Herschel, nomeou as luas conhecidas na época.[8]

Nenhuma outra descoberta foi feita por quase um século. Em 1948, o astrônomo holandês-americano Gerard Kuiper descobriu a última das cinco grandes luas de Urano, Miranda, em observações feitas no Observatório McDonald.[8][9] Décadas mais tarde, o sobrevoo por Urano da sonda espacial Voyager 2 em janeiro de 1986 levou à descoberta de dez luas internas.[3] Outro satélite interno, Perdita, foi descoberto em 1999[10] após estudos das fotografias da Voyager 2.[11]

Urano era o último planeta gasoso sem nenhum satélite irregular conhecido, até 1997 quando astrônomos descobriram Sicorax e Calibã usando telescópios terrestres. Nos anos seguintes, outros sete satélites irregulares foram descobertos por grandes telescópios terrestres, o último sendo Margarida em 2003.[1][12] Duas outras luas internas, Cupido e Mab, foram descobertas em 2003 usando o Telescópio Espacial Hubble.[13] Nenhum outro satélite foi descoberto até 2023, quando Scott S. Sheppard detectou a lua irregular S/2023 U 1 em observações feitas no Telescópio Magalhães Baade no Chile e no Telescópio Subaru no Havaí.[14]

Descobertas falsas

[editar | editar código-fonte]

Depois da descoberta de Titânia e Oberon por William Herschel em 1787, ele acreditou ter descoberto outras quatro luas; duas em 18 de janeiro e 9 de fevereiro de 1790, e mais duas em 28 de fevereiro e 26 de março de 1794. Assim, pelos próximos anos acreditava-se que Urano tinha um sistema de seis satélites, embora as outras quatro luas nunca haviam sido confirmadas por outro astrônomo. Observações feitas por William Lassell em 1851, nas quais ele descobriu Ariel e Umbriel, não encontraram evidência para a existência das quatro luas de Herschel; as características orbitais de Ariel e Umbriel, os quais Herschel poderia ter visto em suas observações, não correspondiam a nenhum dos quatro satélites adicionais que ele tinha descoberto. Os períodos orbitais relatados dos quatro satélites de Herschel eram de 5,89 dias (interior a Titânia), 10,96 dias (entre Titânia e Oberon), 38,08 e 107,69 dias (exterior a Oberon).[15] Foi então concluído que os quatro satélites de Herschel eram falsos, provavelmente se tratando de estrelas fracas que estavam na mesma região do céu que Urano, e o crédito para a descoberta de Ariel e Umbriel foi dado a Lassell.[16]

Nomes

[editar | editar código-fonte]

As duas primeiras luas de Urano, Titânia e Oberon, descobertas em 1787, não tinham nome até 1852, um ano depois da descoberta de Ariel e Umbriel. John Herschel, filho do descobridor de Urano, se responsabilizou por nomear as luas. Ao invés de escolher nomes da mitologia grega como era tradição na época, Herschel nomeou as luas a partir de entidades mágicas da literatura inglesa: as fadas Oberon e Titânia de Sonho de uma Noite de Verão, de William Shakespeare, e os silfos Ariel e Umbriel de O Rapto da Madeixa, de Alexander Pope (Ariel também é um espírito em A Tempestade de Shakespeare). A razão mais provável para essa escolha é que Urano, como deus do céu e do ar, seria atendido por espíritos do ar.[17] Não é claro se foi John Herschel quem teve a ideia dos nomes, ou se William Lassell (o descobridor de Ariel e Umbriel) escolheu os nomes e pediu permissão a Herschel para usá-los.[18]

Os outros nomes, com exceção de Puck e Mab, não continuaram com o tema de espíritos do ar. Em 1949, a quinta lua, Miranda, foi nomeada por seu descobridor Gerard Kuiper a partir de um personagem da obra de Shakespeare A Tempestade. Atualmente, a prática oficial adotada pela União Astronômica Internacional é nomear luas a partir de personagens das obras de Shakespeare e do poema O Rapto da Madeixa (embora atualmente apenas Ariel, Umbriel e Belinda receberam nomes de personagens desse poema; todo o resto é das obras de Shakespeare). As luas externas foram inicialmente todas nomeadas a partir de personagens de A Tempestade, mas esse costume acabou com Margarida, que recebeu nome da obra Muito Barulho por Nada.[8] A lua descoberta mais recentemente, S/2023 U 1, ainda não possui um nome permanente, mas eventualmente receberá um nome das obras de Shakespeare, seguindo a tradição.[14]

A massa relativa das luas de Urano. As cinco luas esféricas variam de Miranda com 0,7% a Titânia com quase 40% da massa total. As luas internas e irregulares correspondem a 0,1%, e são mal visíveis nesta escala

Alguns asteroides compartilham nomes com luas de Urano: 171 Ophelia, 218 Bianca, 593 Titania, 666 Desdemona, 763 Cupido e 2758 Cordelia.

Características e grupos

[editar | editar código-fonte]
Esquema do sistema uraniano de anéis e satélites

O sistema de satélites uraniano é o menos massivo entre o dos gigantes gasosos; a massa combinada dos cinco maiores satélite equivale a menos da metade da massa de Tritão (a sétima maior lua do Sistema Solar).[nota 1] O maior dos satélites, Titânia, tem um raio de 788,9 km,[20] menos que a metade do raio da Lua, mas um pouco maior que o de Reia, a segunda maior lua de Saturno, fazendo de Titânia a oitava maior lua no Sistema Solar. Urano é cerca de 10 000 vezes mais massivo que suas luas.[nota 2]

Satélites internos

[editar | editar código-fonte]
Ver também: Anéis de Urano

Urano possui 13 satélites internos conhecidos,[13] com órbitas localizadas dentro da de Miranda. Todas as luas internas estão relacionadas com os anéis de Urano, que provavelmente é o resultado da fragmentação de uma ou várias luas internas.[21] As duas luas mais internas (Cordélia e Ofélia) servem como pastores para o anel ε de Urano, enquanto a pequena lua Mab é uma fonte do anel μ.[13]

Puck, com 162 km de diâmetro, é a maior lua interna de Urano e a única fotografada pela Voyager 2 com algum detalhe. Puck e Mab são os satélites internos mais distantes de Urano. Todas as luas internas são corpos escuros; seu albedo geométrico não passa de 10%.[22] Elas são feitas de água congelada contaminada com um material escuro, provavelmente compostos orgânicos processados por radiação.[23] A lua Créssida é a única com uma medição direta de sua massa e densidade, calculadas a partir de perturbações no anel η de Urano. O valor de densidade encontrado, 0,86 ± 0,16 g/cm3, é inferior ao das grandes luas de Urano, mas é cerca de 50% superior à dos satélites internos de Saturno de tamanho similar, indicando que Créssida, e possivelmente as luas internas de Urano de forma geral, ou têm uma porosidade menor que das luas de Saturno ou têm mais rocha na sua composição.[24]

Nove dos satélites internos—Bianca, Créssida, Desdémona, Julieta, Pórcia, Rosalinda, Cupido, Belinda e Perdita—formam o grupo de satélites Pórcia, um grupo dinâmico de satélites com órbitas e propriedades fotométricas similares.[22] Esses satélites possuem órbitas muito próximas, com uma variação de raio orbital de menos de 20 mil km, o que significa que eles estão constantemente perturbando uns aos outros, gerando um sistema caótico e aparentemente instável. As perturbações podem fazer as órbitas das luas se cruzarem, resultando em colisões.[25][26] Simulações indicam que em uma escala de tempo de até 10 milhões de anos, Cupido pode colidir com Belinda e Créssida pode colidir com Desdémona.[25]

O baixo tempo de vida de algumas das luas internas significa que elas provavelmente não existem desde a formação do Sistema Solar. É provável que as luas internas de Urano estejam em um processo contínuo de destruição e formação, com novas luas sendo formadas na mesma taxa em que elas são destruídas. Nessa hipótese, o anel ν de Urano, localizado entre as órbitas de Pórcia e Rosalinda, representa os detritos gerados por uma colisão no passado. No futuro, esse anel pode passar por reacreção, formando novos satélites, enquanto futuras colisões gerarão novos anéis.[25]

Satélites grandes

[editar | editar código-fonte]

Urano tem cinco satélites principais: Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. O diâmetro deles varia de 472 km para Miranda a 1578 km para Titânia.[20] Todos os satélites principais são objetos relativamente escuros: seu albedo geométrico varia entre 30 e 50%, e o albedo de Bond varia entre 10 e 23%.[22] Umbriel é a lua mais escura e Ariel a mais brilhante. A massa das luas grandes varia de 6,7×1019 kg (Miranda) a 3,5×1021 kg (Titânia). Por comparação, a Lua da Terra tem uma massa de 7,5×1022 kg.[27] Acredita-se que as luas principais de Urano se formaram no disco de acreção que existiu em volta de Urano por um tempo após sua formação ou é resultado de um grande impacto sofrido por Urano no início de sua existência.[28][29]

As cinco maiores luas de Urano comparadas em tamanho e brilho. Da esquerda para a direita (em ordem de distância crescente a Urano): Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon
Concepção artística do caminho do Sol no céu de uma lua grande de Urano (que compartilha a inclinação axial do planeta).

Todos os satélites principais de Urano contêm quantidades aproximadamente iguais de rocha e gelo, com exceção de Miranda, que é feito primariamente de gelo.[30] Os componentes de gelo podem incluir amônia e dióxido de carbono.[31] A superfície dos satélites possui muitas crateras, apesar de todos os satélites (com exceção de Umbriel) mostrarem sinais de renovação endógena da superfície na forma de cânions, e no caso de Miranda, estruturas ovoides chamadas coronae.[3] É provável que processos de extensão associados com diapiros ascendentes são os responsáveis pela origem das coronae.[32] A superfície de Ariel aparenta ser a mais jovem e a com menos crateras, enquanto a de Umbriel parece ser a mais velha.[3] O aquecimento que causou a atividade endógena em Miranda e Ariel pode ter sido causado por uma ressonância orbital 3:1 no passado entre Miranda e Umbriel e uma 4:1 entre Ariel e Titânia.[33][34] Uma evidência para essas ressonâncias no passado é a inclinação orbital anormal de Miranda (4,34°) para um corpo tão perto do planeta.[35][36] As grandes luas de Urano podem ser internamente diferenciadas, com núcleos rochosos em seu centro cercados por mantos de gelo.[30] Titânia e Oberon podem abrigar oceanos de água líquida na divisa entre o núcleo e o manto.[30] As luas principais de Urano são corpos com pouca atmosfera. Por exemplo, Titânia não possui nenhum atmosfera em pressões maiores que 10–20 nanobar.[37]

O caminho do Sol em Urano e suas luas durante o solstício é bem diferente do caminho do Sol em outros corpos do Sistema Solar. As luas principais têm quase exatamente a mesma inclinação axial que Urano (seus eixos são paralelos aos de Urano).[3] O Sol segue um caminho circular em volta do polo celestial de Urano, a no mínimo 7 graus longe dele.[nota 3]

Satélites irregulares

[editar | editar código-fonte]
Satélites irregulares de Urano. O eixo horizontal representa a distância ao planeta em Gm (milhões de quilômetros). A excentricidade é representada pelos segmentos amarelos (se estendendo do periastro ao apoastro) com a inclinação representada pelo eixo vertical.

Urano possui dez satélites irregulares conhecidos, os quais estão muito mais afastados do planeta que Oberon, o mais externo dos cinco satélites principais. Ao contrário dos satélites regulares, que possuem órbitas prógradas, quase circulares e alinhadas com o equador do planeta, os irregulares possuem órbitas altamente excêntricas e inclinadas, e todos exceto um têm órbitas retrógradas, no sentido contrário ao da rotação do planeta.[1] Um maior número de satélites irregulares retrógrados do que prógrados é observado em todos os planetas gigantes, o que está relacionado a uma maior estabilidade orbital para satélites retrógrados.[38]

O semieixo maior da órbita dos satélites irregulares de Urano varia entre 6 e 29% do raio da esfera de Hill do planeta (rH), de 73 milhões de km, que representa a região do espaço em que a força gravitacional de Urano domina a do Sol. A distâncias maiores que cerca de 0,7 rH, no entanto, as órbitas já se tornam instáveis, portanto esse é o limite teórico de estabilidade para qualquer satélite de Urano. Apesar disso, nenhum satélite foi encontrado mais afastado que 0,29 rH, e em termos da fração do raio da esfera de Hill, o sistema de satélites irregulares de Urano parece ser mais compacto que os de Júpiter e Saturno.[1] A distâncias entre 2 e 10 rH, simulações indicam que quasi-satélites podem existir em órbitas estáveis por bilhões de anos, mas nenhum objeto assim foi encontrado.[39]

O tamanho dos satélites irregulares conhecidos de Urano varia entre 150 km (Sicorax) e menos de 10 km (S/2023 U 1). Os limites de detecção atuais permitem excluir a presença de outros objetos maiores que cerca de 8 km.[14] Acima desse limite, os satélites irregulares de Urano parecem ser similares aos de Júpiter em termos de número de objetos, distribuição de tamanho e características orbitais. Eles podem ser divididos em dois grupos de acordo com o semieixo maior e a excentricidade orbital. O grupo interno inclui os satélites mais próximos do planeta (a < 0,15 rH) e moderadamente excêntricos (~0,2): Francisco, Calibã, Estefano, S/2023 U 1 e Trínculo. O grupo externo (a > 0,15 rH) inclui satélites com altas excentricidades (~0,5): Sicorax, Próspero, Setebos e Ferdinando.[1] Calibã, Estefano e S/2023 U 1, em especial, possuem órbitas muito similares entre si, e podem ser fragmentos da colisão de um corpo maior.[14]

Com uma inclinação orbital de 51,5°, Margarida é o único satélite irregular prógrado de Urano conhecido, e atualmente tem a maior excentricidade orbital de qualquer lua no Sistema Solar, embora a excentricidade média da lua de Netuno Nereida seja maior. Em 2015, a excentricidade de Margarida era de 0,812.[40] As inclinações intermediárias entre 60° e 140° não possuem luas devido à instabilidade de Kozai. Nessa zona instável, perturbações solares fazem as luas adquirirem altas excentricidades que levam a colisões com satélites internos ou ejeção. O tempo de vida das luas nesta zona de instabilidade é de dez milhões a um bilhão de anos.[1]

As características orbitais dos satélites irregulares, em especial a existência de órbitas retrógradas, significa que eles não se formaram da mesma maneira que os satélites regulares, por acreção em torno do planeta, portanto eles só podem ter sido capturados de uma órbita heliocêntrica. O mecanismo de captura e a população de origem, no entanto, permanecem incertos. Os principais cenários de captura já propostos são aumento rápido da massa do planeta (chamado pull-down), arrasto com o gás do disco protoplanetário e interação de três ou mais corpos. A similaridade entre os sistemas de satélites irregulares dos planetas gigantes parece favorecer o terceiro processo, pois ele não depende do mecanismo de formação de cada planeta.[38] No modelo de Nice, os satélites irregulares foram capturados durante o processo de migração dos planetas gigantes há 3,9 bilhões de anos, por meio de encontros de três corpos causados por encontros próximos entre os planetas. A população original de satélites irregulares provavelmente era significativamente maior (cerca de 100 vezes mais massiva), tendo sido reduzida com o passar do tempo por colisões entre os satélites. A poeira liberada nessas colisões então caiu para o interior do sistema uraniano, explicando a coloração avermelhada assimétrica dos grandes satélites do planeta.[41]

Tabela

[editar | editar código-fonte]

Os satélites de Urano estão listados aqui por período orbital, do menor para o maior. Satélites esféricos estão destacados em azul-claro e negrito. Satélites irregulares com órbitas prógradas estão mostrados em cinza-claro, e os com órbitas retrógradas em cinza-escuro.

Ordem
[nota 4] 		Número
[nota 5]
 Nome
 Imagem Diâmetro
(km)[nota 6]
 Massa
(×1018 kg)[nota 7]
 Semieixo maior
(km)[42]
 Período orbital
(d)[42][nota 8]
 Inclinação
(°)[42]
 Excentricidade
[43]
 Ano de
descoberta[2]
 Descobridor
[2]
1 VI Cordélia
40 ± 6
(50 × 36)		 0,044 49 751 0,335034 0,08479° 0,00026 1986 Terrile
(Voyager 2)
2 VII Ofélia
43 ± 8
(54 × 38)		 0,053 53 764 0,376400 0,1036° 0,00992 1986 Terrile
(Voyager 2)
3 VIII Bianca
51 ± 4
(64 × 46)		 0,092 59 165 0,434579 0,193° 0,00092 1986 Smith
(Voyager 2)
4 IX Créssida
80 ± 4
(92 × 74)		 0,25 ± 0,04 61 766 0,463570 0,006° 0,00036 1986 Synnott
(Voyager 2)
5 X Desdémona
64 ± 8
(90 × 54)		 0,18 62 658 0,473650 0,11125° 0,00013 1986 Synnott
(Voyager 2
6 XI Julieta
94 ± 8
(150 × 74)		 0,56 64 360 0,493065 0,065° 0,00066 1986 Synnott
(Voyager 2)
7 XII Pórcia
135 ± 8
(156 × 126)		 1,70 66 097 0,513196 0,059° 0,00005 1986 Synnott
(Voyager 2)
8 XIII Rosalinda
72 ± 12 0,25 69 927 0,558460 0,279° 0,00011 1986 Synnott
(Voyager 2)
9 XXVII Cupido
~18 0,0038 74 800 0,618 0,1° 0,0013 2003 Showalter e
Lissauer
10 XIV Belinda
90 ± 16
(128 × 64)		 0,49 75 255 0,623527 0,031° 0,00007 1986 Synnott
(Voyager 2)
11 XXV Perdita
30 ± 6 0,018 76 420 0,638 0,0° 0,0012 1999 Karkoschaka
(Voyager 2)
12 XV Puck
162 ± 4 2,90 86 004 0,761833 0,3192° 0,00012 1985 Synnott
(Voyager 2)
13 XXVI Mab
~25 0,01 97 734 0,923 0,1335° 0,0025 2003 Showalter e
Lissauer
14 V Miranda
471,6 ± 1,4
(481 × 468 × 466)		 65,9 ± 7,5 129 390 1,413479 4,232° 0,0013 1948 Kuiper
15 I Ariel
1 157,8 ± 1,2
(1162 × 1156 × 1155)		 1 353 ± 120 191 020 2,520379 0,260° 0,0012 1851 Lassell
16 II Umbriel
1 169,4 ± 5,6 1 172 ± 135 266 300 4,144177 0,205° 0,0039 1851 Lassell
17 III Titânia
1 576,8 ± 1,2 3 527 ± 90 435 910 8,705872 0,340° 0,0011 1787 Herschel
18 IV Oberon
1 522,8 ± 5,2 3 014 ± 75 583 520 13,463239 0,058° 0,0014 1787 Herschel
19 XXII Francisco
~22 0,0072 4 276 000 −266,56 147,459° 0,1459 2003[nota 9] Holman et al.
20 XVI Calibã
~72 0,25 7 231 000 −579,73 139,885° 0,1587 1997 Gladman et al.
21 S/2023 U 1[44] 8 0,00027 7 999 500 −679,4 141,9° 0,187 2024[nota 10] Sheppard et al.
22 XX Estefano
~32 0,022 8 004 000 −677,37 141,873° 0,2292 1999 Gladman et al.
23 XXI Trínculo ~18 0,0039 8 504 000 −749,24 166,252° 0,2200 2001 Holman et al.
24 XVII Sicorax
~150 2,30 12 179 000 −1288,28 152,456° 0,5224 1997 Nicholson et al.
25 XXIII Margarida ~20 0,0054 14 345 000 1687,01 51,455° 0,6608 2003 Sheppard e
Jewitt
26 XVIII Próspero
~50 0,085 16 256 000 −1978,29 146,017° 0,4448 1999 Holman et al.
27 XIX Setebos
~48 0,075 17 418 000 −2225,21 145,883° 0,5914 1999 Kavelaars et al.
28 XXIV Ferdinando ~20 0,0054 20 901 000 −2805,51 167,346° 0,3682 2003[nota 9] Holman et al.

Fontes: NASA/NSSDC,[42] Sheppard, et al. 2005.[1] Para os satélites externos recentemente descobertos (Francisco até Ferdinando) os dados orbitais mais precisos podem ser gerados com o Natural Satellites Ephemeris Service.[40] Os satélites irregulares são significativamente perturbados pelo Sol.[1]

Ver também

[editar | editar código-fonte]

Notas

  1. ↑ A massa de Tritão é de cerca de 2,14×1022 kg,[19] enquanto a massa combinada das luas de Urano é de cerca de 0,92×1022 kg.
  2. ↑ Massa de Urano de 8,681×1025 kg / Massa das luas de Urano de 0,93×1022 kg.
  3. ↑ A inclinação axial de Urano é de 97°.[3]
  4. ↑ Ordem se refere à posição em relação às outras luas com respeito à distância média a Urano.
  5. ↑ Número se refere ao número romano atribuído a cada satélite em ordem de descoberta.[2]
  6. ↑ Diâmetros com vários valores como "60 × 40 × 34" indicam que o corpo não é uma esfera perfeita e que cada uma de suas dimensões foi medida precisamente. Os diâmetros e dimensões de Miranda, Ariel, Umbriel e Oberon foram retirados de Thomas, 1988.[20] O diâmetro de Titânia é de Widemann, 2008.[37] As dimensões e raio das luas internas são de Karkoschka, 2001,[11] com exceção de Cupido e Mab, que foram retirados de Showalter, 2006.[13] O raio das luas irregulares foi retirado de Sheppard, 2005.[1]
  7. ↑ Massas de Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon foram retiradas de Jacobson, 1992.[27] Massa de Créssida é de Chancia, 2017.[24] Massas das outras luas foram calculadas a partir do raio, assumindo uma densidade de 1,3 g/cm3.
  8. ↑ Períodos orbitais negativos indicam uma órbita retrógrada ao redor de Urano (em oposição à direção de rotação do planeta).
  9. ↑ a b Detectado em 2001, anunciado em 2003.
  10. ↑ Detectado em 2023, anunciado em 2024.

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j k Sheppard, S. S.; Jewitt, David and Kleyna, Jan (2005). «An ultradeep survey for irregular satellites of Uranus: Limits to completeness». The Astronomical Journal. 129. pp. 518–525. Bibcode:2005AJ....129..518S. doi:10.1086/426329 
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s «Planet and Satellite Names and Discoverers». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. 21 de julho de 2006. Consultado em 6 de agosto de 2006 
  3. ↑ a b c d e f g Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science. 233 (4759). pp. 97–102. Bibcode:1986Sci...233...43S. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43 
  4. ↑ Herschel, John (1834). «On the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 3 (5). p. 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3Q..35H 
  5. ↑ Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12. pp. 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L 
  6. ↑ Lassell, W. (1848). «Observations of Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3). pp. 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  7. ↑ Lassell, W. (1851). «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal. 2 (33). 70 páginas. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198 
  8. ↑ a b c Kuiper, G. P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360). 129 páginas. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146 
  9. ↑ Kaempffert, Waldemar (26 de dezembro de 1948). Late City Edition, ed. «Science in Review: Research Work in Astronomy and Cancer Lead Year's List of Scientific Developments». The New York Times. 87 páginas. ISSN 1494850 Verifique |issn= (ajuda) 
  10. ↑ Karkoschka, E. (18 de maio de 2009). «IAUC 7171: S/1986 U 10; C/1999 J2; V1333 Aql». IAU Circular. Consultado em 8 de janeiro de 2011 
  11. ↑ a b Karkoschka, Erich (2001). «Voyager's Eleventh Discovery of a Satellite of Uranus and Photometry and the First Size Measurements of Nine Satellites». Icarus. 151. pp. 69–77. Bibcode:2001Icar..151...69K. doi:10.1006/icar.2001.6597 
  12. ↑ Green, Daniel W. E. (9 de outubro de 2003). «IAUC 8217: S/2003 U 3; 157P; AG Dra». IAU Circular. Consultado em 8 de janeiro de 2011 
  13. ↑ a b c d Showalter, M. R.; Lissauer, Jack J. (2006). «The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics». Science. 311 (5763). pp. 973–977. Bibcode:2006Sci...311..973S. PMID 16373533. doi:10.1126/science.1122882 
  14. ↑ a b c d Scott S. Sheppard. «New Uranus and Neptune Moons». Earth & Planetary Laboratory. Carnegie Institution for Science. Consultado em 1 de março de 2024 
  15. ↑ Hughes, D. W. (1994). «The Historical Unravelling of the Diameters of the First Four Asteroids». R.A.S. Quarterly Journal. 35 (3). pp. 334–344. Bibcode:1994QJRAS..35..331H 
  16. ↑ Denning, W.F. (22 de outubro de 1881). «The centenary of the discovery of Uranus». Scientific American Supplement (303) 
  17. ↑ William Lassell (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten. 34. 325 páginas. Consultado em 18 de dezembro de 2008 
  18. ↑ Paul, Richard (2014). «The Shakespearean Moons of Uranus». folger.edu. Folger Shakespeare Library. Consultado em 1 de março de 2024 
  19. ↑ Tyler, G.L.; Sweetnam, D.L.; Anderson, J.D. et al. (1989). «Voyager radio science observations of Neptune and Triton». Science. 246 (4936). pp. 1466–73. Bibcode:1989Sci...246.1466T. PMID 17756001. doi:10.1126/science.246.4936.1466 
  20. ↑ a b c Thomas, C. (1988). «Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates». Icarus. 73 (3). pp. 427–441. Bibcode:1988Icar...73..427T. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1 
  21. ↑ Esposito, L. W. (2002). «Planetary rings» (pdf). Reports On Progress In Physics. 65. pp. 1741–1783. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201 
  22. ↑ a b c Karkoschka, Erich (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus. 151. pp. 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596 
  23. ↑ Dumas, C.; Smith, Bradford A.; and Terrile, Richard J. (2003). «Hubble Space Telescope NICMOS Multiband Photometry of Proteus and Puck». The Astronomical Journal. 126 (2). pp. 1080–1085. Bibcode:2003AJ....126.1080D. doi:10.1086/375909 
  24. ↑ a b Chancia, Robert O.; Hedman, Matthew M.; French, Richard G. (outubro de 2017). «Weighing Uranus' Moon Cressida with the η Ring». The Astronomical Journal. 154 (4): artigo 153, 8. Bibcode:2017AJ....154..153C. doi:10.3847/1538-3881/aa880e 
  25. ↑ a b c French, Robert S.; Showalter, Mark R. (agosto de 2012). «Cupid is doomed: An analysis of the stability of the inner uranian satellites». Icarus. 220 (2): 911-921. Bibcode:2012Icar..220..911F. doi:10.1016/j.icarus.2012.06.031 
  26. ↑ French, Richard G.; Dawson, Rebekah I.; Showalter, Mark R. (abril de 2015). «Resonances, Chaos, and Short-term Interactions Among the Inner Uranian Satellites». The Astronomical Journal. 149 (4): artigo 142, 28. Bibcode:2015AJ....149..142F. doi:10.1088/0004-6256/149/4/142 
  27. ↑ a b 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). pp. 2068–78. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211 
  28. ↑ Mousis, O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics. 413. pp. 373–380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515 
  29. ↑ Hunt, Garry E.; Patrick Moore (1989). Atlas of Uranus. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 78–85. ISBN 0521343232 
  30. ↑ a b c 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 (1). pp. 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005 
  31. ↑ 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 (2). pp. 543–555. Bibcode:2006Icar..184..543G. arXiv:0704.1525Acessível livremente. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016 
  32. ↑ Pappalardo, R. T.; Reynolds, S. J., Greeley, R. (1996). «Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona». Journal of Geophysical Research. 102 (E6). pp. 13,369–13,380. doi:10.1029/97JE00802 
  33. ↑ Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). «Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities». Icarus. 85 (2). pp. 394–443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S 
  34. ↑ Tittemore, W.C. (1990). «Tidal Heating of Ariel». Icarus. 87 (1). pp. 110–139. Bibcode:1990Icar...87..110T. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4 
  35. ↑ Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1989). «Tidal Evolution of the Uranian Satellites II. An Explanation of the Anomalously High Orbital Inclination of Miranda» (PDF). Icarus. 78 (1). pp. 63–89. Bibcode:1989Icar...78...63T. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5 
  36. ↑ Malhotra, R., Dermott, S. F. (1990). «The Role of Secondary Resonances in the Orbital History of Miranda». Icarus. 85 (2). pp. 444–480. doi:10.1016/0019-1035(90)90126-T 
  37. ↑ a b Widemann, T.; Sicardy, B.; Dusser, R. et al. (2008). «Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation» (PDF). Icarus. 199 (2). pp. 458–476. doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011 
  38. ↑ a b Jewitt, David; Haghighipour, Nader (setembro de 2007). «Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System». Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 45 (1): 261-295. Bibcode:2007ARA&A..45..261J. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092459 
  39. ↑ Shen, Yue; Tremaine, Scott (dezembro de 2008). «Stability of the Distant Satellites of the Giant Planets in the Solar System». The Astronomical Journal. 136 (6): 2453-2467. Bibcode:2008AJ....136.2453S. doi:10.1088/0004-6256/136/6/2453 
  40. ↑ a b «Natural Satellites Ephemeris Service». IAU: Minor Planet Center. Consultado em 30 de maio de 2018 
  41. ↑ Bottke, William F.; Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (março de 2010). «The Irregular Satellites: The Most Collisionally Evolved Populations in the Solar System». The Astronomical Journal. 139 (3): 994-1014. Bibcode:2010AJ....139..994B. doi:10.1088/0004-6256/139/3/994 
  42. ↑ a b c d Williams, Dr. David R. (23 de novembro de 2007). «Uranian Satellite Fact Sheet». NASA (National Space Science Data Center). Consultado em 20 de dezembro de 2008 
  43. ↑ Jacobson, R.A. (1998). «The Orbits of the Inner Uranian Satellites From Hubble Space Telescope and Voyager 2 Observations». The Astronomical Journal. 115. pp. 1195–1199. Bibcode:1998AJ....115.1195J. doi:10.1086/300263 
  44. ↑ Scott S. Sheppard. «Uranus Moons». Earth & Planetary Laboratory. Carnegie Institution for Science. Consultado em 1 de março de 2024 

Ligações externas

[editar | editar código-fonte]
O Commons possui uma categoria com imagens e outros ficheiros sobre Satélites de Urano
Obtida de "https://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Satélites_de_Urano&oldid=68574532"