Главная страница

Оберон

Voyager 2 picture of Oberon.jpg
Оберон

Дані про відкриття
Дата відкриття 11 січня 1787
Відкривач(і) Гершель
Планета Уран
Номер
Орбітальні характеристики
Велика піввісь км
Орбітальний період 13,46 діб
Ексцентриситет орбіти 0,0014
Нахил орбіти 0,058° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Діаметр 1522,8 км
Площа поверхні 7285 тис.[Примітка 1] км²
Об'єм 1849 млн.[Примітка 2] км³
Маса 3,014×1021 кг
Густина 1,63 г/см³
Період обертання навколо своєї осі 13,46 діб
Нахил осі обертання ~0°°
Альбедо 0,23
Температура поверхні 75 К (−198 °C) К
Атмосфера
Інші позначення

Commons-logo.svg Оберон у Вікісховищі


Оберо́н — другий за розміром та масою зовнішній супутник планети Уран, дев'ятий за масою супутник планет сонячної системи. Також відомий як «Уран IV».
Відкритий Вільямом Гершелем 1787 року і названий Обероном на честь міфічного царя фей і ельфів, персонажа твору Вільяма Шекспіра «Сон літньої ночі». Його орбіта частково розташована за магнітосферою Урана[1].

За одним з припущень Оберон сформувався з акреційного диску, що існував навколо Урана відразу після створення планети[2].
Супутник має кам'яне ядро і крижану мантію, при цьому кількість льоду становить 50%, каменю — 30%, сполук метану та азоту — 20%[3][4]. Між мантією та ядром імовірно міститься шар води у рідкому стані. Поверхня Оберона темна з червоним відтінком і, швидше за все, була сформована з астероїдів і комет, від чого вкрита численними кратерами, найбільший з яких сягає 210 км у діаметрі. Оберон вкриває система грабенів та урвищ, що утворилися внаслідок розривів поверхневої кори під час розширення внутрішніх шарів на етапі ранньої еволюції.

Оберон досліджувала лише космічна станція «Вояджер-2». Декілька знімків дозволили отримати відомості про 40% поверхні супутника.

Історія відкриття, найменування та вивчення

Оберон було відкрито Вільямом Гершелем 1787 року, через 6 років після відкриття ним же Урана. Того ж дня він також відкрив найбільший супутник Урана — Титанію[5][6]. Пізніше Гершель повідомив про відкриття ще чотирьох супутників[7], хоча згодом ці відомості були визнані хибними[8]. Через низьку потужність телескопів того часу протягом 50 років після відкриття спостереження за Титанією та Обероном не здійснювалися ніким, окрім Гершеля[9]. Сучасні аматорські телескопи вищого класу дозволяють спостерігати за цими супутниками з Землі[10].

Спочатку Оберон називали «Другим супутником Урана», а 1848 року Вільям Лассел дав йому назву «Уран II»[11], хоча інколи він використовував і нумерацію Вільяма Гершеля, де Титанія та Оберон іменувалися як Уран II та Уран IV відповідно[12]. Нарешті, 1851 року Лассел перейменував чотири відомих на той час супутники римськими цифрами за порядком їх віддаленості від планети, і відтоді Оберон став називатися називався «Уран IV»[13].

Згодом усі супутники Урана було названо на честь персонажів творів Вільяма Шекспіра і Александра Поупа. Оберон отримав свою назву на честь царя фей та ельфів Оберона, персонажа з твору «Сон літньої ночі»[14]. Назви для всіх чотирьох відомих на той час супутників Урана було запропоновано сином Вільяма Гершеля — Джоном 1852 року на прохання Вільяма Лассела[15], який роком раніше відкрив два інших супутники — Аріель та Умбріель[16]. До польоту «Вояджера-2» про супутник було відомо небагато. У результаті наземних спектрографічних спостережень було встановлено наявність на Обероні водного льоду.

Дослідження Урана та його супутників космічним апаратом Вояджер-2

Єдині зображення Оберона крупним планом було отримано завдяки космічному апарату «Вояджер-2», який сфотографував супутник під час досліджень Урана в січні 1986 року. Оскільки найменша відстань між ними становила 470 600 км[17], то знімки супутника мають роздільну здатність близько 6 кілометрів (лише Міранду та Аріель було знято з більшою роздільністю)[18]. Зображення вкривають лише 40% поверхні і лише 25% знімків було зроблено з точністю, потрібною для геологічної картографії. Під час польоту «Вояджера» південна півкуля Оберона (як і інших супутників) була обернена до Сонця, а північна півкуля у той час була неосвітленою, тож не могла бути вивчена[3] (на північному полюсі панує полярна ніч тривалістю 42 роки).

Жоден інший космічний апарат не відвідував Уран або Оберон. Не плануються відвідини і в осяжному майбутньому.

Орбіта

Орбіта Оберона розташована на відстані близько 584 000 кілометрів від Урана, і тому Оберон вважається найвіддаленішим від планети серед 5 найбільших супутників. Орбіта Оберона має невеликий ексцентриситет і нахил відносно екватора Урана[19]. Його орбітальний період становить приблизно 13,5 днів і збігається з періодом обертання навколо своєї осі. Іншими словами, Оберон є синхронним супутником, завжди оберненим до планети одним боком[3]. Значна частина орбіти Оберона пролягає поза магнітосферою Урана[1]. У результаті його поверхня схильна до змін, пов'язаних із сонячним вітром[20]. А півкуля, що розташована з протилежного боку відносно до напряму руху орбітою, під час проходження всередині магнітосфери планети, бомбардується ще й магнітосферною плазмою, яка обертається разом із планетою[1]. Бомбардування магнітосферною плазмою може призвести до потемніння цієї півкулі, і подібний ефект спостерігається на всіх супутниках Урана, за винятком одного лише Оберона[20].

Оскільки Уран обертається довкола Сонця мало не на боці, а його супутники перебувають на орбітах, розташованих в екваторіальній площині планети, усі вони (включаючи Оберон) схильні до крайніх сезонних циклів. І Північний, і Південний полюси перебувають по 42 роки у повній темряві і по 42 роки — на безперервному сонячному світлі. Сонце піднімається близько до зеніту на кожному з полюсів у часи сонцестояннь[20]. Політ «Вояджера-2» 1986 року збігся з літнім сонцестоянням на південному полюсі, тоді як майже вся північна півкуля перебувала в темряві. Один раз на 42 роки Земля опиняється у площині екватора Урана. Тоді стає можливим спостереження взаємних затемнення супутників. Одне з таких затемнень, що тривало протягом майже шести хвилин, спостерігалося з Землі 4 травня 2007 року, коли Оберон закрив Умбріель[21].

Склад і внутрішня будова

Спроектований за допомогою комп'ютера спектрозональний знімок Оберона. Гладкими регіонами позначено місця, досі не сфотографовані космічною станцією. Великий кратер із темним дном (праворуч від центру) названо Гамлетом, кратер Отело розташований зліва внизу, а чашма Моммур розташована вгорі зліва

Густина Оберона більше за густину подібних супутників Сатурна і складає 1,63 г/см3[22]. Цей параметр з високою вірогідністю вказує, що Оберон складається на 50% з водяного льоду, на 30% із гірських порід і на 20% зі сполук метану та азоту[3][4]. Наявність водяного льду підтвердили спектрографічні спостереження, за допомогою яких вдалося виявити кристали льоду на поверхні супутника[20]. За наднизьких температур, характерних для супутників Урана, лід змінює свої властивості і стає подібним до гірської породи. На півкулі, оберненій у протилежний орбітальному рухові супутника бік, абсорбція смуг водного льоду набагато сильніша, ніж на передній півкулі, що відрізняє Оберон від інших супутників Урана[20]. Причина такої асиметрії невідома, але, можливо, це пов'язано із зовнішнім впливом на ґрунт під час утворення поверхні (або створення ґрунту через зовнішній вплив), які сильніші на передній півкулі. Метеорит, вдаряючись об поверхню супутника, як правило, розпорошує (видаляє) лід з поверхні, лишаючи після себе темні ділянки, що не містять льоду[20]. Імовірно, темна поверхня утворилася в результаті іонізуючого випромінювання клатратів метану або радіаційного потемніння органічних сполук[3][23].

Оберон міг утворитися як супутник із кам'яним ядром, оточений крижаною мантією[4]. Якщо це справді так, то радіус ядра (480 км.) становить приблизно 63% від радіусу супутника, а маса ядра приблизно дорівнює 54% маси Оберона — пропорції обчислено виходячи з приблизного складу супутника. Тиск у центрі Оберона сягає приблизно 0,5 ГПа (5 кбар)[4]. Поточний стан крижаної мантії невідомий. Якщо лід містить достатню кількість аміаку або будь-якого іншого антифризу, то на Обероні може існувати рідкий океан на межі ядра з мантією. Товщина цього океану становила б близько 40 кілометрів, а температура була б близько 180 Кельвінів[4]. Втім, внутрішня будова Оберона багато у чому залежить від його термальної історії, яка наразі залишається маловивченою.

Поверхня

Оберон є найтемнішим супутником Урана після Умбріеля[24]. Його поверхня створює сильну протидію сонячним променям: відбиття зменшується з 31% під фазою кута 0° (геометричне альбедо) до 22% під кутом в 1°. В Оберона низьке альбедо Бонда, яке приблизно дорівнює 14%[24]. Поверхня супутника здебільшого червоного кольору, за винятком місць із покладами трохи блакитного кольору або з покладами проміжних (між червоним і блакитним) кольорів[25]. Оберон фактично є найчервонішим серед основних супутників Урана. Його півкулі (передня і та, що спрямована у зворотний орбітальному рухові бік) асиметричні. Передня півкуля має червоніший колір, якого їй надають темно-червоні речовин, що часто є результатом космічного вивітрювання. Вивітрювання, у свою чергу, викликане бомбардуванням поверхні зарядженими частинками та мікрометеоритами, старшими за Сонячну систему[23]. Проте асиметрія, швидше за все, викликана акрецією червонуватого матеріалу (що надходить зовні системи Урана, можливо, від нерегулярних супутників), що відбувається переважно на півкулі, спрямованій у бік орбітального руху[26].

Файл:Oberon-Ukr.jpg
Карта Оберона з вказівкою кратерів і чашми, складена за допомогою зображення «Вояджера-2»

Науковим співтовариством виявлено два види поверхні супутника — це кратери і чашмати (глибокі продовгуваті каньйони[27] з прямовисними бічними поглибленнями, які на Землі було б, ймовірно, названо рифтовими долинами або укосами)[3]. Поверхня Оберона, у порівнянні з іншими супутниками Урана, найгустіше вкрита ударними кратерами, і зникнення старих кратерів врівноважує поява нових. Така велика кількість «старих» і «молодих» ударних кратерів доводить, що в Оберона найдавніша поверхня (у порівнянні з іншими супутниками Урана)[18], і свідчить про відсутність на ній тектонічної активності. Діаметр кратерів змінюється від декількох кілометрів до 206 кілометрів для найбільшого з відомих кратерів[18] — Гамлета[28]. Довкола багатьох кратерів є світлі промені — ймовірно, викиди льоду[3]. Найбільша висота поверхні, відзначена у південно-східній частині Оберона за допомогою знімків «Вояджера—2», сягає близько 11 кілометрів та, імовірно, може бути центральним піком у середині великого басейну діаметром приблизно 375 кілометрів[29]. На поверхні Оберона існує система каньйонів, які проте тут значно менше поширені, ніж на Титанії[3]. Сторонами каньйонів є обриви, ймовірно, викликані розломами, які можуть бути як старими, так і недавно утвореними: на останньому поперечному розрізі видно яскраві родовища деяких великих кратерів, що вказує на те, що вони утворилися пізніше[30]. Найвідоміший каньйон Оберона — Шасма Моммур [31].

Геологія Оберона перебуває під впливом двох конкуруючих процесів: формування ударних кратерів і ендогенного відновлення поверхні[30]. Перший процес діяв протягом усієї історії супутника і тому, здебільшого він відповідальний за зовнішній вигляд, який ми можемо спостерігати[18]. Другий процес був активним лише після формування супутника і мав, головним чином, тектонічний характер, що призвело до утворення каньйонів, які за своєю суттністю є велетенськими тріщинами у крижаній корі. Розтріскування кори було викликане, швидше за все, розширенням Оберона приблизно на 0,5%, яке відбулося у два етапи, яким відповідає поява старих і молодих каньйонів[30].

Найбільші кратери Оберона (такі як Гамлет, Макбет і Отелло) мають основу з темної речовини, яка випала вже після їх формування[18], що є несподіваним через їх відносну «молодість». Крім того, темні плями було виявлено й на передній півкулі (за рухом супутника орбітою). Деякі вчені припускають, що це є наслідком кріовулканізму (аналога місячного моря)[18], коли крізь утворені розриви в крижаній корі на поверхню виливалася забруднена вода, яка при застиганні утворила темну поверхню. Інший варіант пов'язаний із тим, що під впливом метеоритів було «вибито» темну речовину, що міститься під крижаним покривом (корою). В останньому випадку Оберон являв би собою супутник із частково зміненою крижаною скоринкою, що лежить зверху незмінної внутрішньої частини[25].

Назва поверхневих ландшафтів на Обероні[32]
(Ландшафти поверхні Оберона отримали назви на честь персонажів із творів Шекспіра)[33]
Назва Названо на честь Тип Довжина (діаметр), км Широта, ° Довгота, °
Чашма Моммур Моммур, французький фольклор Чашма 537 −16.3 323.5
Антоній Марк Антоній, із твору Антоній та Клеопатра Кратер 47 −27,5 65,4
Цезар Цезар із твору Юлій Цезар 76 −26,6 61,1
Коріолан Гней Коріолан із твору Коріолан 120 −11,4 345,2
Фальстаф Фальстаф із п'єси «Віндзорські витівниці» 124 −22,1 19,0
Гамлет Принц Гамлет з одноіменного твору 206 −46,1 44,4
Лір Лір із твору Король Лір 126 −5,4 31,5
Макбет Макбет з одноіменного твору 203 −58,4 112,5
Отелло Отелло з твору Отелло 114 −66,0 42,9
Ромео Ромео Монтеккі з твору Ромео і Джульєтта 159 −28,7 89,4

Походження та еволюція

Оберон імовірно сформувався з акреційного диска або туманності. Диск газу і пилу або існував довкола Урана протягом якогось часу після формування планети, або утворився завдяки величезному впливу, який, швидше за все, і надав Урану значний нахил[2]. Точний склад туманності невідомий, але висока щільність Оберона та інших супутників Урана в порівнянні з супутниками Сатурна дозволяє припустити, що в туманності було мало води[3]. Значна кількість азоту й вуглецю може перебувати у вигляді оксиду вуглецю та азоту, а не у вигляді аміаку та метану[2]. Супутники, що утворюються в таких туманностях, міститимуть менше води, льоду (з CO і N2, що утримуються як клатрати) та більше кам'яних порід, що пояснювало б високу щільність[3].

Утворення Оберона, ймовірно, тривало протягом декількох тисяч років[2]. Під час утворення відбувалось стиснення часток, що викликало нагрівання зовнішніх шарів супутника[34]. Максимальна температура (близько 250 Кельвінів), ймовірно, була досягнута на глибині приблизно 60 кілометрів[34]. Після завершення формування зовнішній шар охолов, а внутрішній став нагріватися через розпад радіоактівних елементів, що були в його надрах[3]. Поверхневий шар внаслідок охолодження стискався, тоді як внутрішній внаслідок розігріву розширився. Це викликало обширні просторові зміни кори Оберона, що супроводжувалися численними розломами. Існуюча система каньйонів може бути результатом цього процесу, що тривав близько 200 мільйонів років[35], з урахуванням того, що ендогенна діяльність на Обероні припинилася декілька мільярдів років тому[3].

Початкова акреція часток, що нагрівала супутник, і розпад радіоактивних елементів, що продовжився потому, ймовірно, мали достатню силу, щоб розплавити лід, якщо у складі Оберона наявні деякі антифризи, такі як аміак (у формі гідрату аміака) та сіль[34]. Подальше танення, ймовірно, призвело до виведення льоду з гірських порід і формування кам'яного ядра, оточеного крижаною мантією. Шар води в рідкому стані (океан), насичений розчиненим аміаком, можливо, сформувався на межі ядра з мантією. Евтектична температура цієї рідини — 176 К[4]. Якщо температура у надрах нижча за це значення, то лід залишається замороженим і досі. Замерзання води могло призвести до розширення внутрішнього шару, який міг би змінити формування більшості каньйонів, і, можливо, сприяв формуванню каньйону типу грабена[18]. Проте дані про Оберон досі дуже мізерні і обмежуються лише дослідженням «Вояджера-2» в січні 1986 року.

Оберон у культурі

Довкола подій, що начебто відбулися на Обероні із земною експедицією, будується сюжет науково-фантастичної трилогії Сергія Павлова «Місячна веселка»[36]. «Місяцем», що фігурує в назві повісті, і є Оберон — четвертий супутник («місяць») Урана. За мотивами першої повісті фантастичної трилогії було знято одноіменний пізньорадянський фільм.

Одна з повістей американського письменника-фантаста Едмонда Гамільтона — «Скарб Громового Місяця» — описує Оберон як планету, вкриту вулканами, із кам'яною поверхнею і океанами з рідкої лави, живими істотами-„вогневиками“ і покладами рідкісного елемента-антигравітанта — «льовіуму».

Професор Ніклаус Вірт назвав Обероном свою останню мову програмування за назвою супутника[37].

Див. також

Примітки

  1. Площа поверхні отримана через радіус r : .
  2. Об'єм v отриманий через радіус r : .

Посилання

  1. а б в Ness, N. F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. (1986). Magnetic Fields at Uranus. Science 233 (4759): 85–89. Bibcode:1986Sci...233...85N. PMID 17812894. doi:10.1126/science.233.4759.85. 
  2. а б в г Mousis, O. (2004). Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula ? Implications for regular satellite composition. Astronomy and Astrophysics 413: 373. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515.  Помилка цитування: Некоректний теґ <ref>; назва «Mousis2004» визначена кілька разів з різним вмістом
  3. а б в г д е ж и к л м н Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. (1986). Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. Science 233 (4759): 97–102. Bibcode:1986Sci...233...43S. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43. 
  4. а б в г д е Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006). Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects. Icarus 185 (1): 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  5. Herschel, William, Sr. (1787). An Account of the Discovery of Two Satellites Revolving Round the Georgian Planet. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 77 (0): 125–129. doi:10.1098/rstl.1787.0016. 
  6. Herschel, William, Sr. (1788). On George's Planet and its satellites. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 78 (0): 364–378. Bibcode:1788RSPT...78..364H. doi:10.1098/rstl.1788.0024. 
  7. Herschel, William (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 (0): 47–79. Bibcode:1798RSPT...88...47H. doi:10.1098/rstl.1798.0005. 
  8. Struve, O. (1848). Note on the Satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  9. Herschel, John (1834). On the Satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 (5): 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3Q..35H. 
  10. Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. Cambridge University Press. с. 109. ISBN 978-0-521-44492-7. 
  11. Lassell, W. (1848). Observations of Satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8 (3): 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  12. Lassell, W. (1850). Bright Satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 10 (6): 135. Bibcode:1850MNRAS..10..135L. 
  13. Lassell, W. (1851). Letter from William Lassell, Esq., to the Editor. Astronomical Journal 2 (33): 70. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198. 
  14. Kuiper, G. P. (1949). The Fifth Satellite of Uranus. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 61 (360): 129. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146. 
  15. Lassell, W. (1852). Beobachtungen der Uranus-Satelliten. Astronomische Nachrichten 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. 
  16. Lassell, W. (1851). On the interior satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. 
  17. Stone, E. C. (1987). The Voyager 2 Encounter With Uranus. Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14,873–76. Bibcode:1987JGR....9214873S. doi:10.1029/JA092iA13p14873.  Вказано більш, ніж один |last1= та |last= (довідка); Вказано більш, ніж один |first1= та |first= (довідка)
  18. а б в г д е ж Plescia, J. B. (1987). Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania and Oberon. Journal of Geophysical Research 92 (A13): 14918–14932. Bibcode:1987JGR....9214918P. doi:10.1029/JA092iA13p14918.  Вказано більш, ніж один |last1= та |last= (довідка); Вказано більш, ніж один |first1= та |first= (довідка)
  19. Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архів оригіналу за 2011-08-22. 
  20. а б в г д е 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): 543–555. Bibcode:2006Icar..184..543G. arXiv:0704.1525. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016.  Проігноровано невідомий параметр |unused_data= (довідка)
  21. Hidas, M.G.; Christou, A.A.; Brown, T.M. (2008). An observation of a mutual event between two satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 384 (1): L38–L40. Bibcode:2008MNRAS.384L..38H. doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00418.x. 
  22. 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): 2068–78. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. 
  23. а б Bell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images (Conference Proceedings) Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12-16, 1990. Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. с. 473–489. 
  24. а б Karkoschka, E. (2001). Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope. Icarus 151: 51–68. Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596. 
  25. а б Helfenstein, P.; Hiller, J.; Weitz, C. and Veverka, J. (1990). Oberon: color photometry and its geological implications. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston) 21: 489–490. Bibcode:1990LPI....21..489H. 
  26. Buratti, B. J.; Mosher, Joel A. (1991). Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites. Icarus 90: 1–13. Bibcode:1991Icar...90....1B. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. 
  27. USGS Astrogeology: Gazetteer of Planetary Nomenclature – Feature Types
  28. Oberon: Hamlet. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Архів оригіналу за 2011-08-26. Процитовано 2010-08-30. 
  29. Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. (2004). Large impact features on middle-sized icy satellites (pdf). Icarus 171 (2): 421–43. Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. 
  30. а б в 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. с. 205C. 
  31. Oberon: Mommur. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Архів оригіналу за 2011-08-26. Процитовано 2009-08-30. 
  32. Oberon Nomenclature Table Of Contents. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Архів оригіналу за 2011-08-26. Процитовано 2010-08-30. 
  33. Strobell, M.E.; Masursky, H. (1987). New Features Named on the Moon and Uranian Satellites. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference 18: 964–65. Bibcode:1987LPI....18..964S. 
  34. а б в Squyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research 93 (B8): 8,779–94. Bibcode:1988JGR....93.8779S. doi:10.1029/JB093iB08p08779. 
  35. Hillier, J.; Squyres, Steven (1991). Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research 96 (E1): 15,665–74. Bibcode:1991JGR....9615665H. doi:10.1029/91JE01401. 
  36. Сергей Павлов «Лунная радуга». Лаборатория Фантастики. Процитовано 15.03.2012. (рос.)
  37. M. Reiser, N. Wirth. Programming in Oberon

Література

  • Энциклопедический словарь Ф. А. Брокгауза и И. А. Ефрона


Шаблон:Кандидат в добрі статті

Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA