跳转到内容

天卫二

本页使用了标题或全文手工转换
维基百科，自由的百科全书
乌姆柏里厄尔
A round spherical body with its left half illuminated. The surface is dark and has a low contrast. There are only a few bright patches. The terminator is slightly to the right from the center and runs from the top to bottom. A large crater with a bright ring on its floor can be seen at the top of the image near the terminator. A pair of large craters with bright central peaks can be seen along the terminator in the upper part of the body. The illuminated surface is covered by a large number of craters.
当旅行者二号于1986年经过天王星时，拍下的天卫二。
发现
发现者威廉·拉塞尔
发现日期1851年10月24日
编号
形容词Umbrielian
轨道参数[2]
半长轴266000 km
离心率0.0039
轨道周期4.144 d
平均轨道速度4.67 km/s (calculated)
轨道倾角0.128° (到天王星的赤道)
隶属天体天王星
物理特征
平均半径584.7±2.8 km (0.092颗地球)[3]
表面积4296000 km2 (0.008颗地球)[注 1]
体积837300000 km3 (0.0008颗地球)[注 2]
质量(1.275±0.028)×1021 kg[4]
平均密度1.39±0.16 g/cm3[5]
表面重力0.25 m/s2 (~ 0.023 g)[注 3]
0.54 km/s[注 4]
自转周期潮汐锁定（假定）[6]
转轴倾角0[6]
反照率
  • 0.26 (几何)
  • 0.10 (纽带)[7]
表面温度 最低 平均 最高
solstice[8] ? ≈ 75 K 85 K
视星等14.5 (V-band, opposition)[9]
大气特征
表面气压zero (presumed to be extremely low)

天卫二（乌姆柏里厄尔，英语：Umbriel，国际音标：[ˈʌmbɹiəl][10]）是天王星的卫星，以亚历山大·蒲柏的作品《秀发劫（英语：The_Rape_of_the_Lock）》里的角色乌姆柏里厄尔命名[11]。它与天卫一同时由威廉·拉塞尔在1851年10月24日发现。[12]天卫二的直径比天卫一大10公里，但密度相同。[13] 天卫二主要由冰和岩石组成，其中冰占天卫二表面的多数，而它的地幔和核心可能分别由冰和岩石组成。天卫二的构造与天卫四类似，但天卫四的体积比天卫二大35％。[14]天卫二是天王星所有卫星中最暗的，反射率只有18％。[13]因为天卫二上有多处峡谷，内部可能有变动，因此天卫二可能有过一些地壳变动的事件。

天卫二在早期常常被陨石撞击，因此表面上有大大小小的陨石坑，在天王星所有卫星里陨石撞击坑数量仅次于天卫四。最大的陨石坑直径至少有210公里。天卫二其中一个表面特征是在旺达陨石坑（Wunda crater）最低点的一圈明亮圆环。[13]天卫二与天王星其它卫星一样，可能是由天王星的吸积盘所组成。旅行者二号经过天王星时深入研究过天卫二，这也是人类第一及唯一一次对其深入研究。旅行者二号在经过天卫二时拍下的照片可以让天文测绘家[15]绘画天卫二40％的表面。

发现与命名

[编辑]

天卫二与另外一颗天王星卫星天卫一，由英国天文学家威廉·拉塞尔在1851年10月24号同时发现。[16][17]虽然天卫三和天卫四的发现人威廉·赫歇尔声称他在18世纪末曾经发现4颗未被发现天王星卫星[18]，但他的观测没有被加以证实而不被承认。[19]

天王星所有的卫星都是以莎士比亚或亚历山大·蒲柏作品中的角色来命名的。天卫二的名字乌姆柏里厄尔是由威廉·赫歇尔的儿子约翰·赫歇尔经威廉·拉塞尔的请求而推荐的。[20]乌姆柏里厄尔在亚历山大·蒲柏的《秀发劫（英语：The_Rape_of_the_Lock）》（The Rape of the Lock）中被形容成是一只“昏暗的忧郁精灵”。同时，拉丁语中的umbra指的是阴影、影子的意思。

轨道

[编辑]

天卫二环绕天王星的平均距离为266,000公里，在天王星五大卫星中距天王星第三远。天卫二环绕天王星的离心率和轨道倾角都很小，分别只有0.0039和0.128。[2]天卫二的轨道周期约为4.1个地球日，正好与它的自转周期相同。也就是说，天卫二有同步轨道和潮汐锁定的特性，使天卫二永远只有一面面向天王星[6]。天卫二的轨道完全在天王星的磁层里。[8]如果天卫二的后半球（没有面对天王星的那一面）完全在天王星的磁层里，天卫二会被环绕天王星的磁层等离子体击中，并使天卫二的后半球呈一片黑暗。（除了天卫四以外，所有的天王星卫星都有这种特性。[8]）[21]旅行者二号在1977年经过天卫二时，卫星上的磁层等离子体远比预测数量多，显示出天卫二可能会吸收天王星磁层里的等离子体。[22]

因为天王星是侧着绕行太阳的，而天王星的卫星（包括天卫二）是在天王星的赤道面上运转的。因此天卫二有很极端的季节周期。天卫二的两极，都会有连续42年的黑暗。黑暗过后，会有连续42年的阳光照射。在至日时，阳光会照到其中一极的最顶端。[8]在旅行者二号经过天卫二时，正好遇到1986年南半球的夏至。因此旅行者二号拍下的照片，每一张照片的北半球都是暗的。每隔42年，当天王星的赤道面与地球相交，且太阳照射到天王星的昼夜平分点时，便有可能发生卫星掩星的现象。在2007年，这种情况发生过3次。第一次是在2007年8月15日，由天卫二掩盖天卫三。第二次是在8月19日，由天卫二掩盖天卫一。而第三次是在12月8日，由天卫二掩盖天卫三。[23][24]

目前，天卫二尚未与其他天王星的卫星发生过轨道共振。但在早期可能与天卫五呈1:3的共振。轨道共振可能会增加天卫五的离心率，并促进天卫五的内热与地质活动，而天卫二受到的影响较小。[25]基于天王星低扁的形状，天王星的卫星要离开天王星会比木星或土星的卫星更容易。当天卫五不再与天卫二产生共振后，它的离心率会减振，并不再运用它的热源。[26][27]

构造

[编辑]

天卫二是天王星的卫星中直径第三和质量第四的卫星。它的密度为1.39克/立方厘米。[5]天卫二主要由水冰所组成，与另一种高密度的成分构成天卫二40％的质量。[28]有专家推测后这可能为岩石、碳和其他有机化合物所组成的一种物质。[6]利用红外光谱术多次的分析后，发现天卫二表面上存在结晶状态的冰。[8]天卫二前半球的冰吸收带比后半球的还要强。[8]这种吸收带的强度不一致的原因不明，但可能与天王星磁层里的带电粒子相关（因后半球的带电粒子比前半球多）。这些粒子会溅射冰，将冰里的甲烷分解成水合物，并使其它有机物变暗，最后只剩一些黑暗并含碳丰富的残基存在。[8]

科学家利用红外光谱术分析天卫二后，侦测到的化合物除了冰以外，还有主要分布于天卫二的后半球的二氧化碳[8]，不过其来源不明。一个理论认为碳酸盐受到天王星磁层里的高能粒子的影响，进而产生二氧化碳。这个假说能解释为什么天卫二的二氧化碳的分布不均匀（因后半球受到磁层的影响较大）。另一理论认为天卫二内部的冰里的二氧化碳因天卫二的地质活动而突然释气。[8]

科学家推测天卫二的内部的岩核被一层冰冷的地幔环绕。[28]如果这是真的，天卫二内核（314公里）的半径约为月球的54％，而质量则是月球的40％。天卫二的压强为0.24吉帕斯卡。[28]天卫二的地幔结构目前尚不清楚，但天卫二底下似乎不存在地下海洋。[28]

表面特征

[编辑]
球状的蓝色表面布满了陨石坑和多边形特征。右下方的部分较为平坦。
表现出多边形特征的天卫二照片

天卫二是所有天王星卫星中最暗的。它反射的光是只有其大小相当的天卫一的一半。[29]与天卫一（23％）相比，天卫二的邦德反照率很低（10％）。[7] 当天卫二的相位角改变，它的几何反照率会减小。当天卫二的相位角为0度时，反射率是26％。当其相位角为1度时，反射率会减至19％。这种情况是一种叫相对效应的光学现象。天卫二的表面是微蓝色的，但陨石坑等地方较蓝。[30][31]天卫二的前半球和后半球甚至可能颜色不同（前者比后者红）。[32] 天卫二红色表面的原因有很多说法，其中一个理论是天卫二红色的表面可能是由带电粒子和微流星体造成的轰炸并使天卫二太空风化的结果。[31]但较有可能是因为早期天卫二形成时，吸积盘里含一种红色的物质所造成的结果。[31][32]

目前为止，科学家只承认天卫二上的一种地质特征——陨石坑。[33]天卫二的陨石坑比天卫一和天卫四的陨石坑更大更多。[30]在所有天王星的卫星中，只有天卫三的陨石坑比天卫二的多。天卫二的陨石坑最小只有几公里，但最大的陨石坑——沃科洛陨石坑直径却有210公里。[30][33]天卫二所有被承认的陨石坑都有中央峰，但都没有射纹系统。[6][30]

天卫二最著名的表面特征旺达陨石坑位于天卫二的赤道上，它的直径有131公里。[34][35]旺达陨石坑最低点有一圈明亮的光环，最有可能是冲淤变动的结果。[30]在天卫二的晨昏圈上有两个陨石坑：乌维和史金德，两个陨石坑都没有光圈，但都有中央峰。[35][6]科学家在研究天卫二的地形时，发现天卫二早期可能有一个直径400公里、深5公里的陨石坑。[36]

与天王星其他卫星一样，天卫二的表面穿插著很多峡谷。[37]但它们因影像的画质太差而并没有被正式承认。而影像的画质正是研究天卫二地质图的天文学家的绊脚石。[30]

天卫二的表面于后期重轰炸期已稳定。[30]目前，能提供给我们天卫二早期地表变化的线索只剩峡谷及多边形—一种上百公里，有复杂形状的暗班。[38]根据旅行者二号当时拍下的测光照片，可以看出天卫二上的多边形分布不均匀，从卫星的东北部走向西南部。有些多边形与其他洼地相对应，这种现象可能由天卫二早期的地质活动造成。[38]目前天文学家对为什么天卫二这么昏暗和整齐没有合理的解释。天卫二的表面可能被一层从陨石撞击掊出或火山爆发喷发出来的暗的物质覆盖。[32]另外，天卫二的地壳可能完全由这种黑暗的物质所组成，并阻止射纹组成。但旺达陨石坑的光圈与此假说产生矛盾。[6]

撞击坑

[编辑]

天卫二上的撞击坑，多以神话中的邪恶、黑暗之神或神灵命名。

名称 坐标 直径（公里） 名字来源
阿贝利希撞击坑 33°36′S 42°12′E / 33.6°S 42.2°E / -33.6; 42.2 (Alberich) 52 阿贝利希，北欧神话的侏儒。
Fin撞击坑 37°24′S 44°18′E / 37.4°S 44.3°E / -37.4; 44.3 (Fin) 43 Fin，丹麦民间传说的洞穴巨人。
戈布撞击坑 12°42′S 27°48′E / 12.7°S 27.8°E / -12.7; 27.8 (Gob) 88 戈布，异教神。
卡纳罗阿撞击坑 10°48′S 345°42′E / 10.8°S 345.7°E / -10.8; 345.7 (Kanaloa) 86 卡纳罗阿，波利尼西亚神话的冥界之神。
Malingee撞击坑 22°54′S 13°54′E / 22.9°S 13.9°E / -22.9; 13.9 (Malingee) 164 Malingee，澳大利亚原住民神话的恶神。
Minepa撞击坑 42°42′S 8°12′E / 42.7°S 8.2°E / -42.7; 8.2 (Minepa) 58 Minepa，莫桑比克Makua族的恶神。
帕里撞击坑 9°12′S 4°18′E / 9.2°S 4.3°E / -9.2; 4.3 (Peri) 61 帕里·帕伊里卡也叫佩里，波斯神话的妖精。
Setibos撞击坑 30°48′S 346°18′E / 30.8°S 346.3°E / -30.8; 346.3 (Setibos) 50 Setibos，巴塔哥尼亚的神。
史金德撞击坑 1°48′S 331°42′E / 1.8°S 331.7°E / -1.8; 331.7 (Skynd) 72 史金德，丹麦民间传说的洞穴巨人。
乌维撞击坑 4°42′S 311°36′E / 4.7°S 311.6°E / -4.7; 311.6 (Vuver) 98 乌维，芬兰民间传说的邪神。
Wokolo撞击坑 30°00′S 1°48′E / 30°S 1.8°E / -30; 1.8 (Wokolo) 208 Wokolo，西非Bambara族传说的恶魔。
旺达撞击坑 7°54′S 273°36′E / 7.9°S 273.6°E / -7.9; 273.6 (Wunda) 131 旺达，澳大利亚原住民神话的黑暗精灵。
Zlyden撞击坑 23°18′S 326°12′E / 23.3°S 326.2°E / -23.3; 326.2 (Zlyden) 44 Zlyden，斯拉夫神话的恶灵。

起源

[编辑]

普遍认为天卫二是由吸积盘或星云所形成的。组成天卫二的物体不是分布在天王星附近，就是由一个大到让天王星垂直倾斜的撞击形成的。[39]组成天卫二的星云的成分不明，但天王星卫星的密度比土星的卫星大，可得知那团星云缺少水分。在星云里数量很多的氮和碳可能以一氧化碳和氮分子，而不是氨或甲烷的方式存在。[39]由星云组成的卫星会含较少冰并含较多岩石，这能解释天卫二的高密度。[6]

天卫二的吸积过程持续了几千年，与吸积同一时间发生的陨石撞击使天卫二的地壳发热。[39][40]天卫二被陨石撞击后，最高温度曾达180K，造成撞击的陨石坑深达8公里。[40]在天卫二吸积完后，天卫二地下开始冷却，但因内部放射性元素衰变，天卫二内部仍然是热的。[6]当天卫二近表面的地方开始收缩，它的地核和地幔开始膨胀。天卫二的这些运动使它的地壳受到很强的拉伸应力，并导致地壳裂开。[41] 这个过程持续了两百万年，显示出天卫二所有内源性的活动在几十亿年前就停止了。[6]

若天卫二早期有氨（以水合物存在）或盐等抗冻剂存在，早期的吸积造成的热能及放射性元素衰变会造成卫星部分的冰融化。[28][40]天卫二的冰融化后，让地底的冰与岩石分开，使天卫二的地幔由冰组成，地核由岩石组成。[30]一层液态水可能存在于冰与岩石的边界之间，但可能早已冻结。冰、岩石和水，这种混和物的共晶温度176K，相当于-97.15摄氏度。[28]

勘探

[编辑]

目前唯一拍到的天卫二特写是由旅行者二号所拍下的照片。旅行者二号在1986年1月飞越天王星时，拍下天卫二的照片。因为当时拍下照片时，旅行者二号离天卫二325,000公里，所以旅行者二号拍下的照片中，空间分辨率也只有5.2公里。[30][42]天卫二表面有40％被旅行者二号拍到，但只有20％能供描绘地质图参考。[30]在飞越天卫二时，它的南半球正对着太阳，因此天卫二的北半球是完全黑暗的，同时也不能被研究。[6]除了旅行者二号，没有航天器曾经或计划要到天卫二探勘。

参考文献

[编辑]
注释
  1. ^ Surface area derived from the radius r : .
  2. ^ Volume v derived from the radius r : .
  3. ^ Surface gravity derived from the mass m, the 万有引力常数 G and the radius r : .
  4. ^ Escape velocity derived from the mass m, the 万有引力常数 G and the radius r : .
  1. ^ 引用错误：没有为名为dict-def的参考文献提供内容
  2. ^ 2.0 2.1 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. [2012-07-30]. （原始内容存档于2020-05-18）. 
  3. ^ P.C. Thomas. Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates. Icarus: 427–441. [2018-04-02]. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1. （原始内容存档于2021-02-12）. 
  4. ^ 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
  5. ^ 5.0 5.1 R. A. Jacobson, J. K. Campbell, A. H. Taylor, S. P. Synnott. The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data. The Astronomical Journal. June 1992, 103 [2018-04-02]. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/116211. （原始内容存档于2017-08-31） （英语）. 
  6. ^ 6.00 6.01 6.02 6.03 6.04 6.05 6.06 6.07 6.08 6.09 6.10 B. A. Smith, L. A. Soderblom, R. Beebe, D. Bliss, J. M. Boyce, A. Brahic, G. A. Briggs, R. H. Brown, S. A. Collins, A. F. Cook, S. K. Croft, J. N. Cuzzi, G. E. Danielson, M. E. Davies, T. E. Dowling, D. Godfrey, C. J. Hansen, C. Harris, G. E. Hunt, A. P. Ingersoll, T. V. Johnson, R. J. Krauss, H. Masursky, D. Morrison, T. Owen, J. B. Plescia, J. B. Pollack, C. C. Porco, K. Rages, C. Sagan, E. M. Shoemaker, L. A. Sromovsky, C. Stoker, R. G. Strom, V. E. Suomi, S. P. Synnott, R. J. Terrile, P. Thomas, W. R. Thompson, J. Veverka. Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science. 1986-07-04, 233 (4759): 43–64 [2018-04-02]. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.233.4759.43. （原始内容存档于2016-06-03） （英语）. 
  7. ^ 7.0 7.1 E Karkoschka. Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope. Icarus: 51–68. [2018-04-02]. doi:10.1006/icar.2001.6596. （原始内容存档于2021-02-12）. 
  8. ^ 8.0 8.1 8.2 8.3 8.4 8.5 8.6 8.7 8.8 W GRUNDY, L YOUNG, J SPENCER, R JOHNSON, E YOUNG, M BUIE. Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations. Icarus: 543–555. [2018-04-02]. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. （原始内容存档于2021-02-05）. 
  9. ^ 引用错误：没有为名为NASAspp的参考文献提供内容
  10. ^ Umbriel. Dictionary.com. [2010-01-14]. （原始内容存档于2016-03-03）. 
  11. ^ Gerard P. Kuiper. The Fifth Satellite of Uranus. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. June 1949, 61 (360) [2018-04-02]. ISSN 1538-3873. doi:10.1086/126146. （原始内容存档于2019-04-05） （英语）. 
  12. ^ 天王星的衛星 (PDF). [2012年7月27日]. （原始内容 (PDF)存档于2014年3月6日）. 
  13. ^ 13.0 13.1 13.2 天衛二. [2012年7月27日]. （原始内容存档于2014年3月6日）. 
  14. ^ Arnett, Bill. 成大物理系 天文實驗室 天文辭彙檢索. 成大物理系. [2012年7月27日]. （原始内容存档于2020年10月4日）. 
  15. ^ 一种画行星及卫星地形和表面的职业
  16. ^ Lassell, W. On the interior satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1851, 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. 
  17. ^ William Lassell. Letter to the editor [discovery of two satellites of Uranus]. The Astronomical Journal. December 1851, 2 [2018-04-02]. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/100198. （原始内容存档于2017-08-30） （英语）. 
  18. ^ William Herschel. III. 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. 1798-01-01, 88: 47–79 [2018-04-02]. ISSN 0261-0523. doi:10.1098/rstl.1798.0005. （原始内容存档于2017-08-29） （英语）. 
  19. ^ Struve, O. Note on the Satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1848, 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43.. 
  20. ^ Lassell, W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten. Astronomische Nachrichten. 1852, 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. （德语）. 
  21. ^ Norman F. Ness, Mario H. Acuña, Kenneth W. Behannon, Leonard F. Burlaga, John E. P. Connerney, Ronald P. Lepping, Fritz M. Neubauer. Magnetic Fields at Uranus. Science. 1986-07-04, 233 (4759): 85–89 [2018-04-02]. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.233.4759.85. （原始内容存档于2021-01-25） （英语）. 
  22. ^ S. M. Krimigis, T. P. Armstrong, W. I. Axford, A. F. Cheng, G. Gloeckler, D. C. Hamilton, E. P. Keath, L. J. Lanzerotti, B. H. Mauk. The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment. Science. 1986-07-04, 233 (4759): 97–102 [2018-04-02]. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.233.4759.97. （原始内容存档于2021-01-25） （英语）. 
  23. ^ C. Miller, N.J. Chanover. Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel. Icarus: 343–346. [2018-04-02]. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010. （原始内容存档于2020-08-02）. 
  24. ^ J.-E. Arlot, C. Dumas, B. Sicardy. Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT. Astronomy & Astrophysics. 2008-12-01, 492 (2): 599–602 [2018-04-02]. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:200810134 （英语）. 
  25. ^ William C. Tittemore, Jack Wisdom. Tidal evolution of the Uranian satellites. Icarus: 394–443. [2018-04-02]. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-s. （原始内容存档于2021-02-25）. 
  26. ^ William C. Tittemore, Jack Wisdom. Tidal evolution of the Uranian satellites. Icarus: 63–89. [2018-04-02]. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5. （原始内容存档于2021-02-24）. 
  27. ^ Renu Malhotra, Stanley F. Dermott. The role of secondary resonances in the orbital history of Miranda. Icarus: 444–480. [2018-04-02]. doi:10.1016/0019-1035(90)90126-t. （原始内容存档于2020-08-02）. 
  28. ^ 28.0 28.1 28.2 28.3 28.4 28.5 H HUSSMANN, F SOHL, T SPOHN. Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects. Icarus: 258–273. [2018-04-02]. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. （原始内容存档于2021-01-28）. 
  29. ^ Planetary Satellite Physical Parameters. Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). [2009-05-28]. （原始内容存档于2020-05-21）. 
  30. ^ 30.00 30.01 30.02 30.03 30.04 30.05 30.06 30.07 30.08 30.09 J. B. Plescia. Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania, and Oberon. Journal of Geophysical Research. 1987-12-30, 92 (A13) [2018-04-02]. ISSN 2156-2202. doi:10.1029/ja092ia13p14918 （英语）. 
  31. ^ 31.0 31.1 31.2 Bell, J. F., III; McCord, T. B. 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: 473–489. 1991. Bibcode:1991LPSC...21..473B. 
  32. ^ 32.0 32.1 32.2 Bonnie J. Buratti, Joel A. Mosher. Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites. Icarus: 1–13. [2018-04-02]. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-z. （原始内容存档于2020-08-02）. 
  33. ^ 33.0 33.1 Umbriel Nomenclature Table Of Contents. Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. [2009-09-26]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  34. ^ Umbriel:Wunda. Gazetteer of Planetary Nomenclature. United States Geological Survey, Astrogeology. [2009-08-08]. （原始内容存档于2011-08-25）. 
  35. ^ 35.0 35.1 Hunt, Garry E.; Patrick Moore. Atlas of Uranus. Cambridge University Press. 1989. ISBN 978-0-521-34323-7. 
  36. ^ Jeffrey M. Moore, Paul M. Schenk, Lindsey S. Bruesch, Erik Asphaug, William B. McKinnon. Large impact features on middle-sized icy satellites. Icarus: 421–443. [2018-04-02]. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. （原始内容存档于2018-07-02）. 
  37. ^ Croft, S. K. New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda. Proceeding of Lunar and Planetary Sciences 20 (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston). 1989: 205C [2012-07-30]. （原始内容存档于2017-08-28）. 
  38. ^ 38.0 38.1 Paul Helfenstein, Peter C. Thomas, Joseph Veverka. Evidence from Voyager II photometry for early resurfacing of Umbriel. Nature. 1989/03, 338 (6213): 324–326 [2018-04-02]. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/338324a0 （英语）. 
  39. ^ 39.0 39.1 39.2 O. Mousis. Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition. Astronomy & Astrophysics. 2004-01-01, 413 (1): 373–380 [2018-04-02]. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20031515 （英语）. 
  40. ^ 40.0 40.1 40.2 Steven W. Squyres, Ray T. Reynolds, Audrey L. Summers, Felix Shung. Accretional heating of the satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research. 1988-08-10, 93 (B8) [2018-04-02]. ISSN 2156-2202. doi:10.1029/jb093ib08p08779 （英语）. 
  41. ^ John Hillier, Steven W. Squyres. Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research: Planets. 1991-08-25, 96 (E1): 15665–15674 [2018-04-02]. ISSN 2156-2202. doi:10.1029/91je01401 （英语）. 
  42. ^ E. C. Stone. The Voyager 2 encounter with Uranus. Journal of Geophysical Research. 1987-12-30, 92 (A13) [2018-04-02]. ISSN 2156-2202. doi:10.1029/ja092ia13p14873 （英语）. 

外部链接

[编辑]
维基共享资源上的相关多媒体资源：天卫二
检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=天卫二&oldid=81841472”