Loading article…
 1986 年 1 月、ボイジャー 2 号が撮影したウンブリエルのグレースケール画像。ウンブリエルの表面はひどく損傷しており、画像の上部には明るいクレーターのウンダが見える。 | |||||||||
| 発見 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 発見者 | ウィリアム・ラッセル | ||||||||
| 発見日 | 1851年10月24日 | ||||||||
| 指定 | |||||||||
指定 | 天王星 II | ||||||||
| 発音 | / ˈ ʌ m b r i ə l / [ 1] | ||||||||
| 形容詞 | ウンブリエリア語 | ||||||||
| 軌道特性[2] | |||||||||
| 266,000 キロ | |||||||||
| 偏心 | 0.0039 | ||||||||
| 4.144 日 | |||||||||
平均軌道速度 | 4.67 km/s（計算値） | ||||||||
| 傾斜 | 0.128°（天王星の赤道まで） | ||||||||
| 衛星の | 天王星 | ||||||||
| 身体的特徴 | |||||||||
| 1,169.4 ± 5.6 km [3] | |||||||||
| 584.7 ± 2.8 km (0.092地球) [3] | |||||||||
| 4 296 000 km 2 (0.008 地球) [a] | |||||||||
| 音量 | 837 300 000 km 3 (0.0008 地球) [b] | ||||||||
| 質量 | （1.2885 ± 0.0225）× 10 21 kg [5] | ||||||||
平均密度 | 1.539 g/cm 3 (計算値) | ||||||||
| 0.195 m/s 2 (~0.0257 g ) [c] | |||||||||
| 0.542 km/s [日] | |||||||||
| 同期と推定される[6] | |||||||||
| 0 [6] | |||||||||
| アルベド |
| ||||||||
| |||||||||
| 15.1 [9] | |||||||||
| 雰囲気 | |||||||||
表面圧力 | ゼロ（極めて低いと推定される） | ||||||||
ウンブリエル（/ ˈ ʌ m b r i ə l / ）は、天王星の3番目に大きい衛星である。1851年10月24日、ウィリアム・ラッセルによって、隣の衛星アリエルと同時に発見された。アレクサンダー・ポープの1712年の詩『髪の略奪』の登場人物にちなんで名付けられた。ウンブリエルは主に氷でできており、かなりの割合で岩石が含まれ、岩石の核と氷のマントルに分けられる可能性がある。表面は天王星の衛星の中で最も暗く、主に衝突によって形成されたと思われるが、峡谷の存在は初期の内部過程を示唆しており、この衛星は初期の内因性の表面再形成イベントを経たことで古い表面が消失した可能性がある。
ウンブリエルは直径210 km (130 mi)に達する多数の衝突クレーターに覆われており、オベロンに次いで天王星の衛星の中で2番目にクレーターが多い。表面で最も目立つ特徴は、ウンダクレーターの底にある明るい物質のリングである。この衛星は、天王星のすべての通常の衛星と同様に、形成直後に惑星を取り囲んだ降着円盤から形成されたと考えられる。ウンブリエルは、1986年1月に宇宙船ボイジャー2号によって一度だけ間近で調査された。この探査機はウンブリエルの画像をいくつか撮影し、衛星表面の約40%の地図を作成することができた。
発見と名前
ウンブリエルは、天王星の別の衛星アリエルとともに、1851年10月24日にウィリアム・ラッセルによって発見されました。 [10] [11] [12]ティタニアとオベロンを発見したウィリアム・ハーシェルは、18世紀末に天王星のさらに4つの衛星を観測したと主張しましたが、 [13]彼の観測は確認されず、現在ではこれら4つの天体は偽物であると考えられています。[14]
天王星の衛星はすべて、ウィリアム・シェイクスピアやアレクサンダー・ポープの創作した登場人物にちなんで名付けられている。当時知られていた天王星の4つの衛星の名前は、ラッセルの要請により、1852年にジョン・ハーシェル（ウィリアムの息子）が提案したものだが、[15]ハーシェルが名前を考案したのか、ラッセルが考案してハーシェルの許可を求めたのかは定かではない。[16]ウンブリエルは、アレクサンダー・ポープの『髪の略奪』に登場する「薄暗い憂鬱な精霊」であり、[17]その名前はラテン語の 「影」を意味するウンブラを示唆している。この衛星はウラヌス IIとも呼ばれる。[12]
軌道
ウンブリエルは天王星から約 266,000 km (165,000 マイル) の距離を周回しており、天王星の5 つの主な衛星の中で 3 番目に遠い衛星である。[e]ウンブリエルの軌道は離心率が小さく、天王星の赤道に対してほとんど傾いていない。 [2]公転周期は約 4.1 地球日で、自転周期と一致しているため、同期衛星または潮汐ロック衛星となり、常に一方の面が親惑星の方を向いている。[6]ウンブリエルの軌道は完全に天王星の磁気圏内にある。[8]これは重要なことである。なぜなら、磁気圏内を周回する空気のない衛星 (ウンブリエルなど) の後半球は、惑星と共に回転する磁気圏プラズマに衝突するからである。 [18]この衝突により、後縁半球が暗くなる可能性があり、これはオベロンを除くすべての天王星の衛星で観測されている（下記参照）。[8]ウンブリエルは磁気圏の荷電粒子のシンクの役割も果たしており、 1986年にボイジャー2号が観測したように、衛星の軌道付近でエネルギー粒子数が著しく減少している。[19]
天王星は太陽のほぼ横を向いて公転し、その衛星は太陽の赤道面を公転しているため、ウンブリエルと他の衛星は極端な季節サイクルの影響を受ける。北極と南極はどちらも42年間完全に暗闇に包まれ、さらに42年間は太陽が常に照り、夏至と冬至のたびにいずれかの極の天頂近くに太陽が昇る。[8]ボイジャー2号のフライバイは南半球の1986年の夏至と一致し、このときは北半球のほぼ全体が照らされていなかった。42年に一度、天王星が春分を迎え、その赤道面が地球と交差するとき、天王星の衛星の相互掩蔽が可能になる。 2007年から2008年にかけて、2007年8月15日と12月8日のウンブリエルによるティタニアの掩蔽や、2007年8月19日のウンブリエルによるアリエルの掩蔽など、同様の現象がいくつか観測された。[20] [21]
現在、ウンブリエルは天王星の他の衛星と軌道共鳴をしていない。しかし、その歴史の初期には、ミランダと1:3の共鳴をしていた可能性がある。これにより、ミランダの軌道離心率が高まり、ミランダの内部加熱と地質活動に寄与したが、ウンブリエルの軌道はそれほど影響を受けなかっただろう。[22]天王星は衛星に比べて扁平率が低くサイズも小さいため、木星や土星の衛星よりも平均運動共鳴から逃れやすい。ミランダがこの共鳴から逃れた後（おそらく異常に高い軌道傾斜角をもたらしたメカニズムにより）、離心率は減衰し、熱源がなくなっただろう。[23] [24]
構成と内部構造
ウンブリエルは天王星の衛星の中で3番目に大きく、質量も3番目に大きい。ウンブリエルは太陽系で13番目に大きい衛星であり、質量も13番目である。この衛星の密度は1.54 g/cm 3であり、主に水氷で構成されており、高密度の非氷成分が質量の約40%を占めていることを示している。 [25]後者は、岩石と、ソリンと呼ばれる重い有機化合物を含む炭素質物質でできている可能性がある。[6]水氷の存在は、月の表面に結晶性の水氷があることが明らかになった赤外線分光観測によって裏付けられている。 [8]水氷の吸収帯は、ウンブリエルの後半球よりも先行半球で強い。[8]この非対称性の原因は不明ですが、天王星の磁気圏からの荷電粒子の衝突と関係がある可能性があります。この衝突は、プラズマの共回転により、後半球でより強くなります。[8]エネルギー粒子は、水の氷を飛び散らし、氷に閉じ込められたメタンをクラスレート水和物として分解し、他の有機物を暗くして、暗い炭素を豊富に含む残留物を残す傾向があります。[8]
赤外線分光法によってウンブリエルの表面で特定された水以外の唯一の化合物は二酸化炭素であり、これは主に後縁半球に集中している。[8]二酸化炭素の起源は完全には明らかではない。二酸化炭素は、天王星の磁気圏から来る高エネルギー荷電粒子または太陽の紫外線の影響下で、炭酸塩または有機物から局所的に生成された可能性がある。この仮説は、後縁半球が先行半球よりも強い磁気圏の影響を受けるため、分布の非対称性を説明できる。別の可能性のある発生源は、ウンブリエル内部の水氷に閉じ込められた原始的な二酸化炭素のガス放出である。二酸化炭素が内部から逃げたのは、この衛星の過去の地質活動の結果である可能性がある。[8]
ウンブリエルは、氷のマントルに囲まれた岩石の核に分化している可能性がある。[25]この場合、核の半径（317 km）は月の半径の約54％、質量は月の質量の約40％であり、パラメータは月の組成によって決まる。ウンブリエルの中心の圧力は約0.24 GPa（2.4 kbar）である。[25]氷のマントルの現在の状態は不明であるが、地下の海が存在する可能性は低いと考えられている。[25]
表面の特徴
ウンブリエルの表面は天王星の衛星の中で最も暗く、同サイズの姉妹衛星アリエルの半分以下の光しか反射しない。[26]ウンブリエルのボンドアルベドはアリエルの23%と比べてわずか10%程度と非常に低い。 [7]月の表面の反射率は位相角0°（幾何アルベド）での26%から、約1°の角度での19%まで低下する。この現象は衝サージと呼ばれる。ウンブリエルの表面はわずかに青みがかっており[27] 、新鮮な明るい衝突堆積物（例えば、ウンダクレーター内） [28]はさらに青い。先行半球と後続半球の間には非対称性がある可能性があり、前者は後者よりも赤く見える。[29]表面の赤みは、太陽系の歴史の中での荷電粒子や微小隕石の衝突による宇宙風化の結果であると考えられる。[27]しかし、ウンブリエルの色の非対称性は、おそらく不規則衛星から来た天王星系の外側から来た赤みがかった物質の集積によって引き起こされた可能性があり、これは主に先頭半球で発生する。[29]ウンブリエルの表面は比較的均質であり、アルベドや色に大きな変化は見られない。[27]
科学者たちはこれまでウンブリエルの地質学的特徴としてクレーターという1種類のみを認識している。[30]ウンブリエルの表面にはアリエルやティタニアよりもはるかに多くの大きなクレーターがある。地質活動は最も少ない。[28]実際、天王星の衛星の中では、ウンブリエルよりも多くの衝突クレーターを持つのはオベロンだけである。観測されたクレーターの直径は、小さいもので数キロメートルから、最大の既知のクレーターであるウォコロの210キロメートルまでの範囲である。[28] [30]ウンブリエルで認識されているすべてのクレーターには中央のピークがあるが、[28]放射状のクレーターはない。[6]
ウンブリエルの赤道付近には、最も顕著な表面地形である直径約 131 km のウンダクレーターがある。[31] [32]ウンダの底には明るい物質の大きなリングがあり、これは衝突堆積物[28]または純粋な二酸化炭素氷の堆積物である可能性があり、これは放射線分解によって生成された二酸化炭素がウンブリエルの表面全体から移動し、比較的冷たいウンダに閉じ込められたときに形成された。[33]近くには、境界に沿って見えるヴヴェルクレーターとスカインドクレーターがあり、明るい縁はないが、明るい中央のピークがある。[6] [32]ウンブリエルの縁のプロファイルを研究した結果、直径約 400 km、深さ約 5 km の非常に大きな衝突地形の可能性があることが明らかになった。[34]
天王星の他の衛星と同様に、ウンブリエルの表面は北東から南西に伸びる峡谷のシステムによって切り取られています。[35]この衛星は画像の解像度が低く、一般的に地味な外観のため、公式には認められておらず、地質学的マッピングの妨げとなっています。[28]
ウンブリエルのクレーターが密集した表面は、おそらく後期重爆撃期以降は安定している。[28]太古の内部活動の唯一の痕跡は、峡谷と暗色多角形（数十から数百キロメートルの複雑な形状をした暗い斑点）である。[36]多角形は、ボイジャー2号の画像の精密測光によって特定され、北東から南西方向にウンブリエルの表面に多かれ少なかれ均一に分布している。いくつかの多角形は数キロメートルの深さの窪みに対応し、初期の地殻活動中に形成された可能性がある。[36]現在、ウンブリエルがなぜそれほど暗く均一な外観をしているのかは説明されていない。表面は、衝突によって削り取られたか、爆発的な火山噴火で噴出された比較的薄い層の暗色物質（いわゆる暗色物質）で覆われている可能性がある。 [f] [29]あるいは、ウンブリエルの地殻は完全に暗い物質で構成されており、クレーターの線のような明るい特徴の形成を妨げている可能性があります。しかし、ウンダ内の明るい特徴の存在は、この仮説と矛盾しているようです。[6]
起源と進化
ウンブリエルは、降着円盤または亜星雲から形成されたと考えられている。これは、天王星の形成後しばらくの間天王星の周囲に存在していたか、またはおそらく天王星に大きな傾斜角を与えた巨大衝突によって形成されたガスと塵の円盤である。[38]亜星雲の正確な構成は不明であるが、土星の衛星と比較して天王星の衛星の密度が高いことから、比較的水が少なかった可能性があることが示唆されている。[h] [6]窒素と炭素は、アンモニアとメタンの代わりに一酸化炭素（CO）と分子状窒素（N 2 ）の形で相当量存在していた可能性がある。 [38]このような亜星雲で形成された衛星には、水氷（クラスレートとして捕捉されたCOとN 2）が少なく、岩石が多く含まれているため、密度が高くなると説明できる。[6]
ウンブリエルの集積はおそらく数千年続いた。[38]集積に伴う衝突により、月の外層が加熱された。[39]約 180 K の最高温度は、約 3 km の深さで達した。[39]形成終了後、地下層は冷却され、ウンブリエルの内部は岩石中の放射性元素の崩壊により加熱された。 [6]冷却された表層は収縮し、内部は膨張した。これにより、月の地殻に強い伸張応力が生じ、亀裂が生じた可能性がある。[40]このプロセスはおそらく約 2 億年続いたため、内因的な活動は数十億年前に停止したと考えられる。[6]
初期の集積加熱と放射性元素の継続的な崩壊により、アンモニア（アンモニア水和物の形態）などの不凍液や塩が存在していた場合、氷が溶けた可能性がある[39] 。 [25]融解により、岩石から氷が分離し、氷のマントルに囲まれた岩石の核が形成された可能性がある。[28]溶解したアンモニアを豊富に含む液体の水（海）の層が、核とマントルの境界に形成された可能性がある。この混合物の共晶温度は 176 K である。海ははるか昔に凍結していた可能性が高い。[25]ウンブリエルは、天王星の衛星の中では、内因性表面再形成プロセスの影響が最も少なかったが[28]、他の天王星の衛星と同様に、非常に早い時期に表面再形成イベントを経験した可能性がある。[36]
探検
ウンブリエルのクローズアップ画像は、1986年1月に天王星を通過した際に撮影されたボイジャー2号探査機によるもののみである。ボイジャー2号とウンブリエルの最接近距離は325,000 km (202,000 mi) であったため、[41]この衛星の最も鮮明な画像でも空間解像度は約5.2 kmである。[28]画像は表面の約40%をカバーしているが、地質図作成に十分な品質で撮影されたのは20%のみである。[28]接近時には、ウンブリエルの南半球は（他の衛星と同様に）太陽に向けられていたため、北半球（暗い方）は研究できなかった。[6]
参照
注記
- ^半径 rから導かれる表面積 : 。
- ^ 半径rから導かれる体積v : 。
- ^ 表面重力は、質量m、万有引力定数 G、半径rから導かれます 。
- ^ 質量m、重力定数 G、半径rから導かれる脱出速度 : 。
- ^ 5つの主要な衛星は、ミランダ、アリエル、ウンブリエル、ティタニア、オベロンです。
- ^ 共軌道を周回する塵粒子の集団も暗黒物質の発生源として考えられますが、他の衛星が影響を受けなかったことから、その可能性は低いと考えられています。[6]
- ^ ウンブリエルの表面の特徴は、様々な神話に登場する悪魔や闇の精霊にちなんで名付けられている。[37]
- ^ 例えば、土星の衛星テティスの密度は0.97 g/cm 3であり、その組成の90%以上が水であることを示唆している。[8]
参考文献
- ^ 「Umbriel」。Merriam -Webster.com 辞書。Merriam-Webster。
- ^ ab 「惑星衛星の平均軌道パラメータ」。カリフォルニア工科大学ジェット推進研究所。
- ^ ab Thomas, PC (1988). 「天王星の衛星の半径、形状、地形（縁座標から）」( Icarus . 73 ( 3): 427–441)。Bibcode :1988Icar...73..427T。doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1。
- ^ French, Richard G.; Hedman, Matthew M.; Nicholson, Philip D.; Longaretti, Pierre-Yves; McGhee-French, Colleen A. (2024年3月15日). 「掩蔽観測による天王星系（1977～2006年）：リング、極方向、重力場、クレシダ、コーデリア、オフィーリアの質量」. Icarus . 411 : 115957. arXiv : 2401.04634 . Bibcode :2024Icar..41115957F. doi :10.1016/j.icarus.2024.115957. ISSN 0019-1035.
- ^ Jacobson (2023)、French et al. (2024) [4]に引用
- ^ abcdefghijklm Smith, BA; Soderblom, LA; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, GA; Brown, RH; Collins, SA (1986 年 7 月 4 日)。「天王星系における Voyager 2: 画像科学の結果」。Science。233 ( 4759 ) : 43–64。Bibcode : 1986Sci...233...43S。doi :10.1126/science.233.4759.43。PMID 17812889。S2CID 5895824 。
- ^ ab Karkoschka, Erich (2001). 「ハッブル宇宙望遠鏡による天王星のリングと16個の衛星の包括的な測光」.イカロス. 151 (1): 51–68. Bibcode :2001Icar..151...51K. doi :10.1006/icar.2001.6596.
- ^ abcdefghijk Grundy, WM; Young, LA; Spencer, JR; Johnson, RE; Young, EF; Buie, MW (2006 年 10 月). 「IRTF/SpeX 観測による Ariel、Umbriel、Titania、Oberon の H 2 O および CO 2氷の分布」. Icarus . 184 (2): 543–555. arXiv : 0704.1525 . Bibcode :2006Icar..184..543G. doi :10.1016/j.icarus.2006.04.016. S2CID 12105236.
- ^ アンディ・ウィルソン（2021年12月1日）。「オブザーバーの挑戦 - 天王星の衛星」英国天文学協会。 2023年3月1日閲覧。
- ^ タイムズ 2024年10月24日 25ページ「この日」
- ^ Lassell, W. (1851). 「天王星の内部衛星について」.王立天文学会月報. 12 : 15–17. Bibcode :1851MNRAS..12...15L. doi : 10.1093/mnras/12.1.15 .
- ^ ab ラッセル、ウィリアム( 1851年12月)。「ウィリアム・ラッセル氏から編集者への手紙」。天文学ジャーナル。2 (33): 70。Bibcode : 1851AJ...... 2 ...70L。doi :10.1086/100198。
- ^ ハーシェル、ウィリアム・シニア（1798年1月1日）。「ジョージアム・シドゥスの4つの追加衛星の発見について。その古い衛星の逆行運動が発表され、惑星から一定の距離で消失する原因が説明された」。ロンドン王立協会哲学論文集。88 ：47–79。Bibcode ： 1798RSPT ... 88...47H。doi ：10.1098/rstl.1798.0005。
- ^ Struve, O. (1848). 「天王星の衛星に関する注記」.王立天文学会月報. 8 (3): 44–47. Bibcode :1848MNRAS...8...43L. doi : 10.1093/mnras/8.3.43 .
- ^ ラッセル、W. (1852)。 「天王星の衛星ベオバッハトゥンゲン」。Astronomische Nachrichten (ドイツ語)。34 : 325。ビブコード:1852AN....34....325。
- ^ ポール、リチャード (2014)。「天王星のシェイクスピアの衛星」。folger.edu。フォルジャーシェイクスピア図書館。2024年2月25日閲覧。
- ^ Kuiper, GP (1949). 「天王星の第5衛星」.太平洋天文学会刊行物. 61 (360): 129. Bibcode :1949PASP...61..129K. doi : 10.1086/126146 . S2CID 119916925.
- ^ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John EP; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (1986 年 7 月). 「天王星の磁場」. Science . 233 (4759): 85–89. Bibcode :1986Sci...233...85N. doi :10.1126/science.233.4759.85. PMID 17812894. S2CID 43471184.
- ^ Krimigis, SM; Armstrong, TP; Axford, WI; Cheng, AF; Gloeckler, G.; Hamilton, DC; Keath, EP; Lanzerotti, LJ; Mauk, BH (1986 年 7 月 4 日)。「天王星の磁気圏: 高温プラズマと放射線環境」。Science。233 ( 4759 ) : 97–102。Bibcode : 1986Sci...233...97K。doi : 10.1126/science.233.4759.97。PMID 17812897。S2CID 46166768 。
- ^ Miller, C.; Chanover, NJ (2009年3月). 「2007年8月のTitaniaとArielのUmbrielによる掩蔽の動的パラメータの解析」Icarus . 200 (1): 343–346. Bibcode :2009Icar..200..343M. doi :10.1016/j.icarus.2008.12.010.
- ^ Arlot, J. -E.; Dumas, C.; Sicardy, B. (2008年12月). 「2007年12月8日、ESO-VLTによるU-2ウンブリエルによるU-3チタニアの日食の観測」.天文学と天体物理学. 492 (2): 599–602. Bibcode :2008A&A...492..599A. doi : 10.1051/0004-6361:200810134 .
- ^ ウィリアム・C・ティットモア、ジャック・ウィズダム（1990年6月）。「天王星の衛星の潮汐進化：III。ミランダ・ウンブリエル3：1、ミランダ・アリエル5：3、アリエル・ウンブリエル2：1の平均運動通約性による進化」イカロス。85（2）：394–443。Bibcode ： 1990Icar ...85..394T。doi ：10.1016/0019-1035（90）90125-S。hdl ： 1721.1 /57632。
- ^ ウィリアム・C・ティットモア、ジャック・ウィズダム（1989年3月）。「天王星の衛星の潮汐進化：II.ミランダの異常に高い軌道傾斜角の説明」イカロス。78 （ 1 ）：63-89。Bibcode ：1989Icar...78...63T。doi ：10.1016/ 0019-1035（89）90070-5。hdl ：1721.1/57632。
- ^ Malhotra, Renu; Dermott, Stanley F. (1990年6月). 「ミランダの軌道履歴における二次共鳴の役割」. Icarus . 85 (2): 444–480. Bibcode :1990Icar...85..444M. doi : 10.1016/0019-1035(90)90126-T . ISSN 0019-1035.
- ^ abcdef Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (2006年11月). 「中型外惑星衛星および大型太陽系外縁天体の地下海と深部内部」. Icarus . 185 (1): 258–273. Bibcode :2006Icar..185..258H. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.005.
- ^ 「惑星衛星の物理的パラメータ」。ジェット推進研究所（太陽系ダイナミクス）。2009年5月28日閲覧。
- ^ abc Bell, JF III; McCord, TB (1991).カラー比画像を用いた天王星の衛星のスペクトル単位の探索。月惑星科学会議、第21回、1990年3月12～16日（会議議事録）。テキサス州ヒューストン、米国：月惑星科学研究所。pp. 473～489。書誌コード：1991LPSC...21..473B。
- ^ abcdefghijk Plescia, JB (1987年12月30日). 「天王星の衛星のクレーター形成史: ウンブリエル、チタニア、オベロン」. Journal of Geophysical Research . 92 (A13): 14, 918–14, 932. Bibcode :1987JGR....9214918P. doi :10.1029/JA092iA13p14918. ISSN 0148-0227.
- ^ abc Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (1991年3月). 「天王星の衛星のアルベドとカラーマップの比較」. Icarus . 90 (1): 1–13. Bibcode :1991Icar...90....1B. doi :10.1016/0019-1035(91)90064-Z. ISSN 0019-1035.
- ^ abc 「Umbriel Nomenclature Table Of Contents」。惑星命名法書。米国地質調査所、天体地質学。 2009年9月26日閲覧。
- ^ 「Umbriel:Wunda」。惑星命名法書。米国地質調査所、天体地質学。 2009年8月8日閲覧。
- ^ ハント、ギャリー E.、パトリック・ムーア (1989)。天王星地図帳。ケンブリッジ大学出版局。p. 82。ISBN
978-0-521-34323-7ウンブリエル
クレータースカインド。
- ^ ソリ、マイケル M.バプスト、ジョナサン。ブラムソン、アリ・M.バーン、シェーン。ランディス、マーガレット E. (2017)。 「ワンダで満たされた世界? ウンブリエルやその他の天王星の衛星に二酸化炭素の氷が堆積している。」イカロス。290 : 1-13。Bibcode :2017Icar..290....1S。土井：10.1016/j.icarus.2017.02.029。
- ^ Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (2004 年 10 月)。「中規模の氷衛星への大規模な衝突特徴」(PDF)。Icarus。171 ( 2 ) : 421–443。Bibcode : 2004Icar..171..421M。doi :10.1016/j.icarus.2004.05.009 。
- ^ Croft, SK (1989).天王星の衛星チタニア、オベロン、ウンブリエル、ミランダの新しい地質図。月惑星科学会報。第20巻。月惑星科学研究所、ヒューストン。p. 205C。Bibcode : 1989LPI....20..205C。
- ^ abc Helfenstein, P.; Thomas, PC; Veverka, J. (1989年3月). 「ボイジャー2号の測光によるウンブリエルの早期再表面化の証拠」. Nature . 338 (6213): 324–326. Bibcode :1989Natur.338..324H. doi :10.1038/338324a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4260333.
- ^ Strobell, ME; Masursky, H. (1987 年 3 月)。「月と天王星の衛星に命名された新しい特徴」月惑星科学会議要旨。18 : 964–965。Bibcode : 1987LPI ....18..964S。
- ^ abc Mousis, O. (2004). 「天王星雲の熱力学的条件のモデリング - 通常の衛星構成への影響」.天文学と天体物理学. 413 : 373–380. Bibcode :2004A&A...413..373M. doi : 10.1051/0004-6361:20031515 .
- ^ abc Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). 「土星と天王星の衛星の集積加熱」. Journal of Geophysical Research . 93 (B8): 8779–8794. Bibcode :1988JGR....93.8779S. doi :10.1029/JB093iB08p08779. hdl : 2060/19870013922 .
- ^ Hillier, John; Squyres, Steven W. (1991 年 8 月). 「土星と天王星の衛星における熱応力テクトニクス」. Journal of Geophysical Research . 96 (E1): 15, 665–15, 674. Bibcode :1991JGR....9615665H. doi :10.1029/91JE01401.
- ^ Stone, EC (1987年12月30日). 「ボイジャー2号の天王星との遭遇」(PDF) . Journal of Geophysical Research . 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode :1987JGR....9214873S. doi :10.1029/JA092iA13p14873. ISSN 0148-0227.
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、ウンブリエル (月)に関連するメディアがあります。
- 「Umbriel プロファイル」。NASA の太陽系探査。2009 年 8 月 26 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年10 月 10 日閲覧。
- ラッセル、ハーン W. (1852)。 「Entdeckung von 2 neuen Uranus Trabanten」。Astronomische Nachrichten (ドイツ語)。33 (17): 259–262。ビブコード:1851AN....33....259L。土井：10.1002/asna.18520331707。
- 「エッジオン！」。超大型望遠鏡。2007年8月23日。 2010年1月14日閲覧。
- 太陽系の眺めにおけるウンブリエルのページ（ウンブリエルのラベル付き地図を含む）
- USGS 惑星命名法ウェブサイトの Umbriel 命名法
