أومبريل (قمر)

إحداثيات:

أومبريل هوأحد أقمار أورانوس اكتشف في 24 أكتوبر سنة 1851 على يد ويليام لاسيل واكتشف في نفس وقت اكتشاف أرييل. واشتق اسمه من مسرحية اغتصاب خصلة شعر لألكسندر بوب. يتكون أومبريل بشكل أساسي من الجليد مع وجود جزء كبير من الصخور. ومن المحتمل حتى تكون نواته صخرية يحيط بها دثار جليدي. ويعتبر سطحه السطح الأكثر عتمة من بين أسطح اقمار أورانوس. كما يظهر على سطحه أثار الفوهات الصدمية. وبسبب وجود الأخاديد يعتقد أنه تعرض لعمليات داخلية المنشأ. ومن الممكن أنه تعرض فيما بعد إلى عمليات خارجية المنشأ فيما بعد أدت إلى طمس المعالم الأساسية.

يعتبر أومبريل ثاني كواكب أورانوس من حيث كثافة الفوهات الصدمية على سطحه بعد أوبيرون ويقارب قطر هذه الفوهات إلى 210 كم. من أبرز التضاريس على سطح أومبريل هوعثر حلقة من مادة مشعة على أرضية فوهة ووندا. يعتقد حتى هذا القمر قد تشكل من القرص المزود الذي كان محيط بأورانوس في بداية تشكله.تمت دراسة كوكب أورانوس لمرة واحدة عن قرب بواسطة مركبة الفضاء فوياجر 2 في يناير 1986. التقطت المركبة صور عديدة لأومبريل، مما جاز بعمل خريطة لحوالي 40% من سطح القمر.

الاكتشاف والتسمية

اكتشف ويليام لاسيل أومبريل، بالإضافة إلى كوكب أورانوسي آخر وهوأرييل في 24 أكتوبر عام 1851. على الرغم من حتى ويليام هيرشيل ،مُكتشف تيتانيا وأوبيرون، ادعى في نهاية القرن الثامن عشر ملاحظته لأربع أقمار إضافية لأورانوس، إلا حتى ملاحظاته لم يتم التأكد منها، ويُعتقد الآن حتى تلك الأقمار الأربعة زائفة.

سُميت أقمار أورانوس على أسماء شخصيات أبدعها ويليام شكسبير أوأليكسندر بوب. اقترح جون هيرشيل الأربعة أقمار التابعة لأورانوس المعروفة حينها عام 1852 بناءً على طلب لاسيل. أومبريل هو"الشبح الحزين المعتم" في قصيدة أليكسندر بوب "اغتصاب خصلة شعر"، ويعود الاسم أيضاً على الحدثة اللاتينية أومبرا التي تعني الظل. يُلقب أومبريل أيضاً بأورانوس الثاني.

المدار

يدور أومبريل حول أورانوس على بعد حوالي 266000 كم (165000 ميل)، وهوالقمر الثالث من حيث بعده عن الكوكب من بين الأقمار الخمس الرئيسة. الانحراف المداري لأومبريل قليل، وزاوية ميلانه قليلة جداً بالنسبة لخط استواء أورانوس. تستغرق دورته المدارية حوالي 4.1 يوم أرضي، وهي متوافقة مع فترة الدوران الذاتي للقمر. بمعنى آخر، أومبريل قمر ذوتقييد تزامني أومدي، حيث يظل وجه واحد للقمر لقاءاً للكوكب الأم. يقع مدار أومبريل بالكامل ضمن المجال المغناطيسي لأورانوس. هذا هام لأن كلا قطبي القمر يقعا بشكل تام داخل الغلاف المغناطيسي، مما يؤدي إلى حدوث صدمات مع بلازما الغلاف المغناطيسي التي تدور حول الكوكب. قد يؤدي هذا الاصطدام إلى حدوث الظلام في كلا قطبي القمر، وهوما لوحظ في جميع أقمار أورانوس ما عدا أوبيرون. يعمل أومبريل بمثابة حوض للجسيمات المشحونة مغناطيسياً، مسبباً تراجع واضح في عدد الجسيمات المشحونة بالقرب من مدار القمر كما لوحظ من مسبار فوياجر 2 عام 1986.

يدور أورانوس حول الشمس غالباً على إحدى جانبيه، وتدور أقماره بمحاذاة الخط الاستوائي للكوكب لذلك هي عرضة للدورات الموسمية القصوى. يقضي القطبين الشمالي والجنوبي 42 عام في ظلام دامس، و42 سنة أخرى في نهار دائم عند ازدياد الشمس بالقرب من سمت الرأس فوق أحد القطبين عند جميع انقلاب شمسي. تزامن تحليق مسبار فوياجر 2 مع الانقلاب الشمسي لنصف الكرة الجنوبي عام 1986 عندما كان نصف الكرة الشمالي مظلم بالكامل تقريباً. عندما يقترب أورانوس من التعادلين ويتقاطع خطه الاستوائي مع الأرض – مرة جميع 42 عام – تزداد إمكانية حدوث الاحتجابات المتبادلة بين أقمار أورانوس. طرأ عدد من تلك الأحداث في عامي 2007-2008 بما في ذلك الاحتجابان اللذان حدثا لتيتانيا بواسطة أومبريل في 15 أغسطس و8 ديسمبر عام 2007، بالإضافة إلى الاحتجاب الذي وقع لأرييل بواسطة أومبريل في 19 أغسطس 2007.

لا يقع أومبريل حالياً في أي رنين مداري مع أقمار أورانوس الأخرى. مع ذلك يمكن حتىقد يكون قد سقط في الماضي في رنين مداري بنسبة 1:3 مع ميراندا. هذا من شأنه زيادة الانحراف المداري لميراندا، والمساهمة في الحرارة الداخلية والنشاط الجيولوجي لهذا القمر، بينما مدار أومبريل سيكون أقل تأثراً. بسبب انخفاض درجة تفلطح أورانوس وصغر الحجم بالنسبة لأقماره، تستطيع أقماره الهروب بسهولة من رنين الحركة الوسطى أكثر من أقمار المشترى وزحل. بعد هروب ميراندا من هذا الرنين ( من خلال آلية من الممكن أدت إلى ازدياد مفاجئ في الميل المداري) سيقل الانحراف ويتوقف مصدر الحرارة.

التكوين والهجريب الداخلي

يحتل أومبريل المركز الثالث من حيث الحجم، والرابع من حيث الكتلة بين أقمار أورانوس. تبلغ كثافة القمر 1.39 جم/سم3، مما يشير إلى أنه يتكون أساسياً من جليد الماء بالإضافة إلى عنصر غير جليدي ذوكثافة يشكل حوالي 40% من كتلته. يتكون العنصر الثاني من الصخور والمواد الكربونية بما في ذلك مركبات عضوية ثقيلة تُعهد باسم الثولينات. دعمت ملاحظات الآشعة المطيافية تحت الحمراء وجود جليد الماء، كما أنها أظهرت تبلور الجليد على سطح القمر. نطاقات امتصاص الجليد على النصف الكروي القائد لأومبريل أقوى منه على النصف الكروي التابع. سبب هذا التباين غير معروف،لكن من الممكن حتى يعود ذلك إلى انفجار الجسيمات المشحونة من الغلاف المغناطيسي لأورانوس وهوأقوى على النصف الكروي التابع (نتيجة للدوران المشهجر مع البلازما). تميل الجسيمات النشطة إلى تفل الجليد وتحليل الميثان العالق في الجليد إلى هيدرات الغاز ومواد عضوية داكنة أخرى مُخلفة ورائها بقايا داكنة غنية بالكربون.

العنصر الآخر الوحيد الذي تم تحديده على سطح القمر بواسطة الآشعة المطيافية تحت الحمراء –فيما عدا الماء- هوثاني أكسيد الكربون، والذي يهجرز بصفة أساسية في النصف الكروي التابع. لا توجد رؤية واضحة بالكامل عن نشأة ثاني أكسيد الكربون. يمكن حتىقد يكون أُنتج محلياً من الكربونات أوالمواد العضوية تحت تأثير الجسيمات النشطة المشحونة القادمة من الغلاف المغناطيسي لأورانوس أوالآشعة الفوق بنفسجية الشمسية. تُفسر هذه النظرية التباين في التوزيع لأن النصف الكروي التابع أكثر عرضة لتأثير الغلاف المغناطيسي بطريقة أكثر حدة من النصف الكروي القائد. مصدر آخر محتمل هوتغزية النويدات الابتدائية لغاز ثاني أكسيد الكربون المحتبس في الجليد بداخل أومبريل. من المحتمل حتىقد يكون تحرر ثاني أكسيد الكربون من الداخل ذوصلة بالنشاط الجيولوجي الماضي على هذا القمر.

من الممكن حتىقد يكون داخل أومبريل في تباين حيث يتكون من جوهر صخري مُحاط بدثار جليدي. إذا كانت هذه النظرية سليمة فإن نصف قطر النواة (317 كم) يبلغ حوالي 54% من نصف قطر القمر، وتبلغ كتلته حوالي 56% من كتلة القمر_ حُددت البارامترات بناءً على تكوين القمر. يبلغ الضغط بداخل أومبريل حوالي 0.24 باسكال (2.4 بار). الحالة الراهنة للدثار الجليدي غير واضحة على الرغم من عدم قابلية احتمال وجود محيط تحت السطح.

صفات السطح

خريطة لأومبريل تظهر المضلعات.

سطح أومبريل هوالأكثر ظلمة بين أقمار أورانوس، ويعكس نسبة ضوء أقل من نصف الضوء الذي يعكسه أرييل، وهوقمر شقيق يشابهه في الحجم. مقدار بياض أرييل منخفض جداً حيث يبلغ حوالي 10% مقارنةً بأرييل الذي يبلغ 23%. يُظهر سطحه طفرة عند اللقاءة حيث تقلصت نسبة الانعكاسية من 26% (درجة البياض هندسياً) لزاوية طور درجتها 0 إلى 19% لزاوية طور درجتها حوالي 1. سطح أومبريل هوسطح ذولون أزرق قليلاً، في حين حتى المنحدرات بها تأثير ضوئي أكثر هجريزاً وزرقة (مثل فوهة وندا على سبيل المثال). قد يحدث هناك تباين بين النصفين الكرويين القائد والتابع، حيث يظهر حتى الأول أكثر احمراراً من الثاني. احمرار الأسطح من الممكنقد يكون ناتج عن التجوية الفضائية بسبب انفجار الجسيمات المشحونة والجسيمات النيزكية الدقيقة عبر عصر النظام الشمسي. ومع ذلك تباين اللون على سطح أومبريل ناتج عن تراكم المواد الحمراء القادمة من الفضاء الخارجي حول نظام أورانوس، من الممكن من الأقمار غير النظامية، والذي يحدث غالباً في النصف الكروي القائد. سطح أومبريل هوسطح متجانس نسبياً، فهولا يشير على تباين سواء في مقدار البياض أواللون.

لم يتعهد الفهماء حتى الآن سوى على نوع واحد فقط من الخصائص الجيولوجية على أومبريل وهي الفوهات. يوجد على سطح أومبريل فوهات أكثر وأوسع من تلك التي توجد على سطح أرييل أوتيتانيا كما أنه يُظهر أقل نشاط الجيولوجي. في الواقع، أوبيرون هوالوحيد بين أقمار أورانوس الذي لديه فوهات صدمية أكثر من أومبريل. تتراوح أقطار الفوهات التي تمت ملاحظتها من بضعة كيلومترات عند أقل حد حتى 210 كيلومتر لأكبر الفوهات المعروفة وهووكولو. جميع الفوهات المُتعهد عليها على أومبريل لها قمم مركزية، لكن لا توجد بها آشعة.

يقع بالقرب من خط استواء أومبريل سمات السطح الأكر بروزاً وهوفوهة وندا حيث يبلغ قطرها حوالي 131 كيلومتر. يظهر على سطح وندا حلقة كبيرة من مادة لامعة، والتي تبدوكأنها رواسب صدمية. يقع بالقرب منها على امتداد الحافة فوهات فوفر وسكايند، والتي تفتقر للحواف اللامعة لكن لديها قمم مركزيولامعة. كشفت دراسة للتشكيلات الجانبية للحواف على أومبريل عن احتمال وجود فوهة صدمية كبيرة يبلغ قطرها حوالي 400 كيلومتر وعمق حواليخمسة كيلومتر.

يتقاطع على سطح أومبريل، مثل الكثير من أقمار أورانوس، نظام من الأخاديد الذي يمتد من الشمال الشرقي حتى الجنوب الغربي. على الرغم من ذلك لم يتم التعهد عليهم رسمياً نظراً للافتقار لدقة التصوير، والمظهر الرقيق للقمر عموماً يعيق رسم الخرائط الجيولوجية.

سطح أومبريل الملئ بالفوهات كان على الأرجح مستقراً منذ القصف الشديد المتأخر. العلامات الوحيدة على النشاط الداخلي القديم هي الأخاديد والمضلعات المظلمة ـــ بقع مظلمة وأشكال معقدة تمتد من عشرات إلى مئات الكيلومترات. تم التعهد على المضلعات من خلال القياس الدقيق لشدة الضوء لصور مسبار فوياجر 2 حيث تُوزع بشكل متجانس على سطح أومبريل وتمتد مش الشمال الشرقي إلى الجنوب الغربي. تتطابق بعض المضلعات مع المنخفضات في كون عمقها بضعة كيلومترات وربما تكون نشأت عن حادث مبكر لنشاط تكتوني. لا يوجد تفسير حالياً للظلمة الشديدة على أومبريل أوالمظهر الموحد له. قد يحدث سطحه مُغطى بطبقة رقيقة نسبياً من مادة داكنة (تُسمى المواد المُظلمة)، وهي مستخرجة من أثر أوانبعثت من تفجير بركان ثائر. قد تكون أيضاً قشرة أومبريل تتكون من مادة داكنة، والتي حالت دون تكون مواد لامعة مثل آشعة فوهة البركان. ومع ذلك وجود الملامح اللامعة بداخل وندا يتعارض مع هذا الافتراض.

أسماء الفوهات على أومبريل
الفوهات	اشتق الاسم من	القطر (كم)

ألبريش	أساطير إسكندنافية	25.0
فين	التراث الشعبي الدنماركي	43.0
جوب	جوب (وثني)	88.0
كانالوا	الأساطير البولينيزية	86.0
مالينجي	أساطير سكان أستراليا الأصليين	164.0
مينيبا	جماعة ماكوا في موزمبيق	58.0
بيري	أساطير فارسية	61.0
سيتيبوس	منطقة باتاغونيا	50.0
سكايند	الفلكلور الدنماركي	72.0
فوفر	ميثولوجيا فنلندية	98.0
وكولو	سكان بامبارا غرب أفريقيا	208.0
وندا	أساطير سكان أستراليا الأصليين	131.0
زليدن	الأساطير السلافية	44.0

المنشأ والتطور

يُعتقد حتى أومبريل تشكل من قرص مزود أوسديم ثانوي؛ وهوتعبير عن حزام من الغاز والغبار الكوني الذي كان موجود حول أورانوس لبعض الوقت بعد تكوينه أونشأ نتيجة الاصطدام الضخم، وهوفي أغلب الأحيان السبب في الميل المحوري الكبير لأورانوس. الهجريب الدقيق للسديم الثانوي غير معروف، ومع ذلك اكثافة العالية لأقمار أورانوس بالمقارنة مع أقمار زحل تشير إلى أنه من الممكن يفتقر للماء نسبياً. من الممكن حتى كميات كبيرة من الكربون والنتيتروجين كانت توجد على شكل أول أكسيد الكربون وغاز النيتروجين بدلاً من الميثان والأمونيا. لذلك الأقمار التي تشكلت من هكذا سديم تحتوي على كميات أقل من ثلج الماء (مع أول أكسيد الكربون وغاز النيتروجين محبوس في صورة كلاثرات)، وكميات أكبر من الصخور مما يفسر الكثافة العالية.

ربما استمرت عملية التراكم لآلاف السنين قبل اكتمال القمر. تسببت الاصطدامات المصاحبة للتراكم في ازدياد درجة حرارة الطبقات الخارجية لأومبريل. وصلت درجة الحرارة العظمى إلى 180 كلفن وامتدت حتى عمق يصل إلى حوالي ثلاثة كم. بعد نهاية التكوين بردت الطبقات تحت السطحية في حين حتى الطبقات العميقة زادت حرارتها بسبب اضمحلال العناصر المشعة الموجودة بداخل الصخور. كما تقلصت الطبقات الباردة القريبة من السطح في حين تمددت الطبقات الداخلية. تسبب ذلك في اجهادات شد قوية في قشرة القمر، والتي قد تكون تسببت في تشققات. من الممكن استمرت تلك العملية لحوالي 200 مليون سنة، مما يعني حتى أي نشاط داخلي المنشأ توقف منذ بلايين السنين.

يمكن حتىقد يكون التنامي الحراري الأولي بالتزامن مع الاضحلال المستمر للعناصر المشعة أدى إلى إذابة الجليد إذا وُجدت بعض مضادات الأمونيا (في صورة هيدرات الأمونيا) أوملح. يُمكن حتىقد يكون الانصهار قد أدى إلى انفصال الجليد عن الصخور ويتشكل لب صخري محاط بالدثار الجليدي. من الممكن حتى تتشكل طبقة من الماء السائل (محيط) غنية بالأمونيا الذائبة في الطبقة الحدية بين النواة والدثار. درجة انصهار هذا المزيج تساوي 176 كلفن. يُعتقد كذلك حتى المحيط تجمد منذ فترة طويلة. أومبريل كان من بين أقمار أورانوس الأقل تعرضاً لعمليات التقشير داخلية المنشأ، على الرغم من أنه يمكن حتىقد يكون قد شهد حد التقشير المبكر كبقية أقمار أورانوس.

الاستكشاف

تم التقاط الصور الوحيدة القريبة من أومبريل بواسطة مسبار فوياجر 2، والتي صورت القمر أثناء تحليقه فوق أورانوس في يناير عام 1986. كانت أقرب مسافة بين فوياجر 2 وأومبريل 325000 كم (202000 ميل). أفضل صور أومبريل كانت بدقة مكانية تصل لحوالي 5.2 كم. تغطي الصور حوالي 40% من السطح، لكن 20% منها فقط تم تصويرها بالدقة المطلوبة للخرائط الجيولوجية. في وقت التحليق كان النصف الجنوبي لأومبريل (مثل الأقمار الأخرى) مُتجهاً نحوالشمس لذلك كان النصف الشمالي مُظلم لا يمكن دراسته. لا توجد أية مركبة فضائية أخرى قد زارت أورانوس في أي وقت مضى (وكذلك أومبريل)، ولا توجد خطة لإرسال أية بعثة إلى أورانوس وأقماره.

ملاحظات

^ المساحة السطحية لكرة ذات نصف قطر r هي ${\displaystyle 4\pi r^{2$ .
^ حجم كرة نصف قطرها r هي ${\displaystyle 4\pi r^{3 /3$ .
^ جاذبية السطح لكرة كتلتها m وثابت الجاذبية لها G ونصف قطرها r هي ${\displaystyle Gm/r^{2$ .
^ سرعة الإفلات لكرة كتلتها m وثابت الجاذبية لها G ونصف قطرها r هي ${\displaystyle {\sqrt {2Gm/r$ .
^ الأقمار الخمس الكبرى هي ميراندا وأرييل وأومبريل وتيتانيا وأوبيرون.
^ نظراً لأخطاء الملاحظة الحالية ليس مؤكداً حتى الآن ما إذا كان أرييل أكبر من أومبريل.
^ في حين حتى جزيئات الغبار الدائرة بكميات كبيرة هي مصدر محتمل آخر للمادة المظلمة، إلا حتى ذلك أقل احتمالاً لأن الأقمار الأخرى لم تتأثر بذلك.
^ أسماء السمات السطحية على أومبريل مشتقة من أسماء الأرواح الشريرة أوالمظلمة من الأساطير المتنوعة.
^ على سبيل المثال، تثيس، وهوقمر تابع لزحل تبلغ كثافته 0.97 جم/سم3 مما يشير على حتى أكثر من 90% منه من الماء.

المراجع

^ Umbriel Dictionary.com. Retrieved 2010-01-14. نسخة محفوظة 03 مارس 2016 على مسقط واي باك مشين.
↑ Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 July 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science 233 (4759): 43–64. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...43S doi https://en.wikipedia.org/wiki/PubMed#PubMed_identifier PMID https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17812889 نسخة محفوظة 24 سبتمبر 2015 على مسقط واي باك مشين.
^ "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. مؤرشف من الأصل في 16 أبريل 2019.
↑ Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (June 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. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J doi http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1992AJ....103.2068J نسخة محفوظة 31 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
↑ Erich,Karkoschka (2001). "Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope". Icarus 151 (1): 51–68. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..151...51K doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103501965960 نسخة محفوظة ثلاثة مايو2019 على مسقط واي باك مشين.
^ "Planetary Satellite Physical Parameters" NASA/JPL. Retrieved June 6, 2010. نسخة محفوظة 22 يناير 2016 على مسقط واي باك مشين.
^ Thomas, P. C. (1988). "Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates". Icarus 73 (3): 427–441. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...73..427T doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0019103588900541 نسخة محفوظة 01 سبتمبر 2017 على مسقط واي باك مشين.
↑ Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 2006). "Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus 184 (2): 543–555. أرخايف http://arxiv.org/abs/0704.1525 بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..184..543G doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103506001564 نسخة محفوظة 05 نوفمبر 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1851MNRAS..12...15L
↑ Lassell, William (December 1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal 2 (33): 70. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1851AJ......2...70L doi http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1851AJ......2...70L نسخة محفوظة 30 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Herschel, William, Sr. (1 January 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. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1798RSPT...88...47H doi http://rstl.royalsocietypublishing.org/content/88/47 نسخة محفوظة 29 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Societyثمانية (3): 44–47. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1848MNRAS...8...43.
^ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (in German) 34: 325. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1852AN.....34..325.
^ Kuiper, G. P. (1949). "The Fifth Satellite of Uranus". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1949PASP...61..129K doi http://www.jstor.org/stable/10.1086/126146 نسخة محفوظة 28 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. مؤرشف من الأصل في 16 أبريل 2019. اطلع عليه بتاريخ 06 أكتوبر 2009.
^ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (July 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science 233 (4759): 85–89. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...85N doi http://www.sciencemag.org/content/233/4759/85 PMID https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17812894 نسخة محفوظةعشرة يناير 2016 على مسقط واي باك مشين.
^ Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; Cheng, A. F.; Gloeckler, G.; Hamilton, D. C.; Keath, E. P.; Lanzerotti, L. J.; Mauk, B. H. (4 July 1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment". Science 233 (4759): 97–102. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Sci...233...97K doi http://www.sciencemag.org/content/233/4759/97 PMID https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17812897 نسخة محفوظة 24 سبتمبر 2015 على مسقط واي باك مشين.
^ Miller, C.; Chanover, N. J. (March 2009). "Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel". Icarus 200 (1): 343–346. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Icar..200..343M doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103508004363 نسخة محفوظة 28 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Arlot, J. -E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (December 2008). "Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT". Astronomy and Astrophysics 492 (2): 599–602. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...492..599A doi http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2008/47/aa10134-08/aa10134-08.html نسخة محفوظة 28 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (June 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): 394–443. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...85..394T doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001910359090125S نسخة محفوظة 02 سبتمبر 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (March 1989). "Tidal evolution of the Uranian satellites: II. An explanation of the anomalously high orbital inclination of Miranda". Icarus 78 (1): 63–89. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Icar...78...63T doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0019103589900705 نسخة محفوظة 28 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Malhotra, Renu; Dermott, Stanley F. (June 1990). "The role of secondary resonances in the orbital history of Miranda". Icarus 85 (2): 444–480. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...85..444M doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001910359090126T ISSN https://www.worldcat.org/title/icarus/oclc/80627986 نسخة محفوظة 28 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
↑ Planetary Satellite Physical Parameters Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Retrieved 2009-05-28. نسخة محفوظة 22 يناير 2016 على مسقط واي باك مشين.
↑ Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects". Icarus 185 (1): 258–273. بيب كود doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103506002016
↑ 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. pp. 473–489. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1991LPSC...21..473B
↑ Plescia, J. B. (December 30, 1987). "Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,918–14,932. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214918P doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/JA092iA13p14918/abstract;jsessionid=D4CD26312C48018E0017CAEB20DD3D17.f02t03 نسخة محفوظة 30 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
↑ Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (March 1991). "Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites". Icarus 90 (1): 1–13. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1991Icar...90....1B doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001910359190064Z ISSN https://www.worldcat.org/title/icarus/oclc/80627986 نسخة محفوظة 01 سبتمبر 2017 على مسقط واي باك مشين.
↑ "Umbriel Nomenclature Table Of Contents" Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Retrieved 2009-09-26. نسخة محفوظة 03 أبريل 2018 على مسقط واي باك مشين.
^ "Umbriel:Wunda" Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. Retrieved 2009-08-08. نسخة محفوظة 03 أبريل 2018 على مسقط واي باك مشين.
^ Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (October 2004). [planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf "Large impact features on middle-sized icy satellites"] (PDF). Icarus 171 (2): 421–443. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..171..421M doi http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103504001666 نسخة محفوظة 29 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Croft, S. K. (1989). "New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda" Proceeding of Lunar and Planetary Sciences 20 (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston): 205C. نسخة محفوظة 28 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
↑ Helfenstein, P.; Thomas, P. C.; Veverka, J. (March 1989). "Evidence from Voyager II photometry for early resurfacing of Umbriel". Nature 338 (6213): 324–326. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Natur.338..324H doi http://www.nature.com/nature/journal/v338/n6213/abs/338324a0.html ISSN https://www.worldcat.org/title/nature/oclc/889377779 نسخة محفوظة 06 سبتمبر 2014 على مسقط واي باك مشين.
^ Strobell, M. E.; Masursky, H. (March 1987). "New Features Named on the Moon and Uranian Satellites". Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–965. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1987LPI....18..964S
↑ Mousis, O. (2004). "Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition". Astronomy & Astrophysics 413: 373–380. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...413..373M doi http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2004/01/aa3475/aa3475.html نسخة محفوظة ثلاثة نوفمبر 2017 على مسقط واي باك مشين.
↑ 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. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1988JGR....93.8779S doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/JB093iB08p08779/abstract;jsessionid=566DF8F3ADE31B8B038F697B6A65656A.f03t01 نسخة محفوظة 02 سبتمبر 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (August 1991). "Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus". Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–15,674. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9615665H doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/91JE01401/abstract نسخة محفوظة 29 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.
^ Stone, E. C. (December 30, 1987). "The Voyager 2 Encounter with Uranus". Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–14,876. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1987JGR....9214873S doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/JA092iA13p14873/abstract;jsessionid=F8CD96B8CABF285A17805EBEB0367C26.f02t01 ISSN https://www.worldcat.org/title/journal-of-geophysical-research-f-earth-surface/oclc/66548916 نسخة محفوظة 28 أغسطس 2017 على مسقط واي باك مشين.

وصلات خارجية

ملف أومبريل مسقط ناسا لاستكشاف النظام الشمسي بتاريخ 2009-10-10.
Lassell, Herrn W. (1852). "Entdeckung von 2 neuen Uranus Trabanten". Astronomische Nachrichten (in German) 33 (17): 259–262. بيب كود http://adsabs.harvard.edu/abs/1851AN.....33..259L doi http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.18520331707/abstract
تقنية edge تليسكوب ضخم للغاية August 23, 2007. Retrieved 2010-01-14.
الصفحة الخاصة بأومبريل بما في ذلك خرائط وصفية لأومبريل في مواضع من النظام الشمسي.
مسميات أومبريل من مسقط هيئة المسح الجيولوجي الأمريكية لتسمية الكواكب

في كومنز صور وملفات عن: أومبريل