Saltar para o conteúdo

Titánia (satélite)

Ourige: Biquipédia, la anciclopédia lhibre.
 Esta páigina ó cacho fui traduzida outomaticamente i percisa de ser rebista por un falante natibo de mirandés. Se sabes bien mirandés ajuda la Biquipédia rebendo este artigo. Apuis de la rebison apaga esta marca. Oubrigado!
Titánia

Eimage de Titánia pula Voyager 2.
Caratelísticas orbitais
Caratelísticas físicas
Albedo
  • 0,35 (geométrico)
  • 0,17 (Bond)
Magnitude aparente 13,9

Titánia ye l maior satélite de Ourano i l'uitabo maior de l Sistema Solar, cun un diámetro de 1578 Km. Fui çcubierto por William Herschel an 1787 i recebiu l nome de la reina de las fadas de l'obra de Shakespeare A Midsummer Night's Dream.

Titánia cunsiste de cantidades aprossimadamente eiguales de carambelo i peinha, i puode ser defrenciada nun núcleo rochoso i un manto de carambelo. Ua camada d'auga lhíquida puode eisistir na debisa antre l núcleo i l manto. La superfice de Titánia, que ye relatibamente scura i un pouco abermelhada, parece tener sido moldada por ampatos i porcessos andógenos. Ye cubierta por bárias crateras d'ampato alcançando 326 Km de diámetro, mas ten menos crateras que Ouberon. Titánia probabelmente yá passou por un eibento andógeno qu'apagou sue superfice antiga i chena de crateras. Sue superfice ye cortada por un grande sistema de cánions i scarpas. Cumo todas las outras grandes lhunas de Ourano, Titánia probabelmente se formou a partir de l çco d'acreçon an buolta de l planeta lhougo passado sue formaçon.

Ourano solo fui studado d'acerca ua beç, pula sonda spacial Voyager 2 an janeiro de 1986. Eilha tirou bárias fotos de Titánia, que permitiran l mapeamiento de cerca de 40% de sue superfice.

Çcubierta i nomeaçon

[eiditar | eiditar código-fuonte]

Titánia fui çcubierta por William Herschel an 11 de janeiro de 1787, ne l mesmo die qu'el çcubriu la segunda maior lhuna de Ourano, Ouberon.[1]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 </ref>[2]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 </ref> Mais tarde el relatou la çcubierta de mais quatro satélites,[3]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 </ref> mas eilhes fúrun mais tarde rebelados cumo erros d'ouserbaçon.[4] Por cerca de cinquenta anhos passado sue çcubierta, Titánia i Ouberon nun fúrun ouserbados por qualquiera outro astrónomo.[5] Atualmente essas lhunas puoden ser bistas de la Tierra cun un telescópio amador d'alta culidade.[6]

Todas las lhunas de Ourano recíben nomes de personaiges de las obras de William Shakespeare ó Alexander Pope. L nome Titánia fui tirado de la reina de las fadas de A Midsummer Night's Dream.[7] Ls nomes de todos ls quatro satélites de Ourano coincidos na época fúrun sugeridos pul filho de Herschel John Herschel an 1852, a pedido de William Lassell,[8] que çcubriu Ariel i Umbriel ne l'anho anterior.[9]

Titánia era einicialmente coincida cumo "l purmeiro satélite de Ourano", i an 1848 recebiu la zeignaçon Ourano I por William Lassell,[10] ambora el tenga ousado alguas bezes las zeignaçones de William Herschel (adonde Titánia i Ouberon son II i IB).[11] An 1851 Lassell numerou todos ls quatro satélites coincidos an orde de çtáncia la Ourano usando numerales romanos, i zde anton Titánia ten la zeignaçon de Ourano III.[12]

Órbita

[eiditar | eiditar código-fuonte]

Titánia orbita Ourano a ua çtáncia de cerca de 436 000 Km, sendo l segundo satélite percipal mais afastado de l planeta.[nota 1] Sue órbita ten ua pequeinha scentricidade i ye pouco anclinada an relaçon al eiquador de Ourano.[13] Sou período orbital ye de cerca de 8,7 dies, eigual al sou período de rotaçon. An outras palabras, Titánia ten rotaçon sincronizada, cun ua face siempre apuntando an direçon al planeta.[14]

La órbita de Titánia stá lhocalizada cumpletamente drento de la magnetosfera de Ourano.[15] Por esso, sou heimisfério posterior (de l lhado ouposto a la direçon de l mobimiento orbital) ye afetado mui pul plasma magnetosférico, que stá girando junto cul planeta.[16] Esse bumbardeamiento puode lhiebar al scurecimiento desse heimisfério, l que ye ouserbado an todas las lhunas de Ourano cun sceçon de Ouberon.[15]

Cumo eixe de rotaçon de Ourano ye mui anclinado an relaçon al praino orbital, i sous satélites orbitan ne l praino eiquatorial de l planeta, eilhes stan sujeitos a un ciclo sazonal stremo. L polo sul i l polo norte quedan 42 anhos an scuridon total, i outros 42 anhos cun luç solar cuntínua.[15] L subrebo de la Voyager 2 coincidiu cul solstício de berano de 1986 de l'heimisfério sul, quando praticamente to l'heimisférico norte staba scuro. Ua beç la cada 42 anhos, quando Ourano passa por un eiquinócio i sou praino eiquatorial cruza l de la Tierra, bárias ocultaçones de las lhunas de Ourano quedan possibles. An 2007–2008 bários eibentos assi fúrun ouserbados ancluindo dues ocultaçones de Titánia por Umbriel an 15 d'agosto i 8 de dezembre de 2007.[17]

Cumposiçon i strutura anterna

[eiditar | eiditar código-fuonte]
Eimaige de la Voyager 2 mostrando grandes cániones.

Titánia ye l maior i mais massibo satélite de Ourano, i l'uitabo mais massibo ne l Sistema Solar.[nota 2] Sue densidade de 1,71 g/cn3,[19] que ye mui maior que la densidade típica de ls satélites de Saturno, andica que cunsiste de proporçones aprossimadamente eiguales de carambelo d'auga i cumponentes densos que nun son carambelo,[20] que puoden ser feitos de peinha i materiales ricos an carbono ancluindo cumpuostos ourgánicos pesados.[14] La persença de carambelo d'auga ye suportada por ouserbaçones spetroscópicas an anfrabermelho feitas an 2001–2005, que rebelórun carambelo d'auga cristalizado na superfice de la lhuna.[15] Las bandas d'absorçon de carambelo d'auga son un pouco mais fuortes ne l'heimisfério cundutor de Titánia (l'heimisfério buoltado pa la direçon de l mobimiento orbital) de l que ne l'heimisfério posterior. Esso ye l'ouposto de l'ouserbado an Ouberon, adonde las bandas d'absorçon de carambelo d'auga de l'heimisfério posterior son mais fuortes.[15] La causa dessa assimetrie nun ye coincida, mas puode star relacionada cul bumbardeamiento por partículas carregadas de la magnetosfera de Ourano, que ye mais fuorte ne l'heimisfério posterior (debido a la corrotaçon de l plasma).[15] Las partículas einergéticas tenden a decumpor metano preso ne l carambelo cumo heidrato de clatrato i scurecer outros cumpuostos ourgánicos, deixando un material scuro i rico an carbono na superfice.[15]

Cun sceçon de l'auga, l único cumpuosto eidantificado na superfice de Titánia por spetroscopia anfrabermelha ye l dióxido de carbono, que stá cuncentrado percipalmente ne l'heimisfério posterior.[15] L'ourige de l dióxido de carbono nun ye mui clara. El puode ser porduzido a partir de carbonatos ó material ourgánico sob l'anfluéncia de la radiaçon ultrabioleta solar ó por partículas einergéticas carregadas benidas de la magnetosfera de Ourano. Esse radadeiro porcesso puode splicar l'assimetrie de sue çtribuiçon, porque l'heimisfério posterior stá sujeito a ua anfluéncia magnetosférica maior. Outra possible fuonte ye la çgaseificaçon de CO2 preso por carambelo ne l'anterior de Titánia. L scape de CO2 de l'anterior puode star relacionado cula atebidade geológica de l passado.[15]

Titánia puode ser defrenciada nun núcleo rochoso cercado por un manto de carambelo.[20] Nesse causo, l centeilha de l núcleo (520 Km) ten cerca de 66% de l centeilha de la lhuna, i sue massa ye de cerca de 58% de la massa de la lhuna. La presson ne l centro de Titánia ye de cerca de 0,58 GPa (5,8 kbar).[20] L stado atual de l manto de carambelo nun ye claro. Se l carambelo cuntiber bastante amónia ó outro anticongelante, Titánia puode tenr ua camada d'auga lhíquida antre l núcleo i l manto. La spessura desse ouceano, se el eisistir, ye d'até 50 Km i sue temperatura ye de cerca de 190 K (-83 °C).[20]

Geologie

[eiditar | eiditar código-fuonte]
Titánia cun acidentes geográficos.

Antre las lhunas de Ourano, Titánia ten brilho antermediairo antre Ouberon i Umbriel, que son scuros, i Ariel i Miranda, que son claros.[21] Sue superfice mostra un fuorte eifeito de l'ouposiçon: sue refletebidade diminui de 35% nun ángulo de fase de 0° para 25% nun ángulo de cerca de 1°. Titánia ten un albedo de Bond relatibamente baixo de cerca de 17%.[21] Sue superfice ye ne l giral un pouco abermelhada, mas bien menos burmeilha que Ouberon.[22] Inda assi, depósitos d'ampatos recentes son mais azulados, anquanto que las prainadas suabes lhocalizadas ne l'heimisfério cundutor acerca de la cratera Ursula i an alguns grabens son mais burmeilhos.[22][23] Puode haber ua assimetrie antre ls heimisférios;[24] l'heimisfério traseiro parece ser mais burmeilho que l cundutor por 8%.[nota 3] Inda assi, essa defrença stá relacionada a las prainadas suabes i puode ser acidental.[22] La bermelhidon de la superfice probabelmente ye l resultado de eroson spacial causada por bumbardeamiento de partículas carregadas i micrometeoritos.[22] Inda assi, l'assimetrie de quelores de Titánia parece star mais relacionada cun acreçon dun material abermelhado benido de las partes mais sternas de l sistema uraniano, possiblemente de satélites eirregulares, que serie depositado predominantemente ne l'heimisfério cundutor.[24]

Cientistas reconhecen trés classes de formaçones geográficas an Titánia: crateras, chasmata (cánions) i rupes (scarpas).[25] La superfice de Titánia ten menos crateras que la superfice de Ouberon i Umbriel, l que senefica qu'eilha ye mui mais moço.[23] L diámetro de las crateras barie antre alguns quilómetros l'até 326 quilómetros pa la maior cratera coincida,[23] Gertrude.[26] Alguas crateras, cumo Ursula i Jessica, son cercadas por un claro material ejetado cunsistindo de carambelo relatibamente fresco.[14] Cun sceçon de Ursula, todas las grandes crateras de Titánia ténen fondo praino i picos centrales.[23] Al oeste de Gertrude eisiste ua ária de topografie eirregular, la chamada "bacie sin nome", que puode ser outra bacie d'ampato altamente degradada cun un diámetro de cerca de 330 Km.[23]

La superfice de Titánia ye cortada por un sistema d'einormes falhas geológicas, ó scarpas. An alguns lhugares, dues scarpas paralelas marcan depressones na costra de l satélite,[14] formando grabens, que tamien son chamados de cániones.[27] L cánion mais proeminente de Titánia ye Messina Chasma, cun ua stenson de 1500 Km, que bai de l'eiquador até acerca de l polo sul.[25] Ls grabenes an Titánia ténen 20–50 Km de cumprimiento i 2–5 Km de perfundidade.[14] Las scarpas nun relacionadas culs cániones son chamadas de rupes, cumo l Rousillon Rupes acerca de la cratera Ursula.[25] Las regiones próssimas d'alguas scarpas i de la cratera Ursula aparecen cun relebo suabe nas eimaiges de la Voyager 2. Essas prainadas probabelmente se formórun mais tarde na stória geográfica de Titánia, passado la formaçon de la maiorie de las crateras. La troca de superfice puode tener tenido natureza andógena, ambolbendo l'erupçon de material de l'anterior (criobulcanismo), ó puode tener sido causada porque l material ejetado d'ampato apagou la superfice.[23] Ls grabenes son probabelmente ls acidentes geográficos mais moço an Titánia.[27]

La geologie de Titánia fui anfluenciada por dues fuorças: formaçon de crateras d'ampato i porcessos andógenos.[27] La formaçon de crateras atuou durante to la stória de la lhuna i anfluenciou todas las superfices. Ls porcessos andógenos tamien éran globales, mas solo acuntecírun por un cierto período passado la formaçon de la lhuna.[23] Eilhes apagórun l terreno ouriginal cheno de crateras, splicando l númaro relatibamente baixo de crateras d'ampato na superfice atual.[14] Outros causos de troca de superfice puoden tener acuntecido mais tarde i lhiebórun a la formaçon de las prainadas suabes.[14] Las prainadas suabes tamien puoden tener sido formadas a partir de material ejetado de las crateras próssimas.[27] Ls porcessos andógenos mais recentes fúrun percipalmente de natureza tetónica i formórun ls cániones, que son na berdade rachaduras gigantes na costra de carambelo.[27] Essas rachaduras fúrun causadas pula spanson global de Titánia de cerca de 0,7%.[27]

Messina Chasma, un grande cánion.
Acidentes geográficos nomeados de Titánia[25][25] (Acidentes geográficos an Titánia recíben nomes de personaiges de las obras de Shakespeare)[28]
Acidente Nome de Tipo Cumprimiento (diámetro), Km Cordenadas
Belmont Chasma Belmont, Eitália (The Merchant of Venice) Chasma 238 8.5°S 32.6°I
Messina Chasma Messina, Eitália (Much Ado About Nothing) 1 492 33.3°S 335°I
Rousillon Rupes Rossilhon, Fráncia (All's Well That Ends Well) Rupes 402 14.7°S 23.5°I
Adriana Adriana (The Comedy of Errors) Cratera 50 20.1°S 3.9°I
Bona Bona (Heinry BI, Part 3) 51 55.8°S 351.2°I
Calphurnia Calpurnia Pisonis (Julius Caesar) 100 42.4°S 291.4°I
Eilinor Lheonor de la Aquitánia (The Life and Death of King John) 74 44.8°S 333.6°I
Gertrude Gertrude (Hamlet) 326 15.8°S 287.1°I
Eimogen Eimogen (Cymbeline) 28 23.8°S 321.2°I
Iras Iras (Antony and Cleopatra) 33 19.2°S 338.8°I
Jessica Jessica (The Merchant of Venice) 64 55.3°S 285.9°I
Katherine Katherine (Henry VIII) 75 51.2°S 331.9°I
Lhucetta Lhucetta (The Two Gentlemen of Verona) 58 14.7°S 277.1°I
Marina Marina (Pericles, Prince of Tyre) 40 15.5°S 316°I
Mopsa Mopsa (The Winter's Tale) 101 11.9°S 302.2°I
Phrynia Phrynia (Timon of Athenes) 35 24.3°S 309.2°I
Ursula Ursula (Much Ado About Nothing) 135 12.4°S 45.2°I
Balerie Balerie (Coriolanus) 59 34.5°S 4.2°I

Atmosfera

[eiditar | eiditar código-fuonte]

La persença de dióxido de carbono na superfice sugere que Titánia puode tener ua ténue atmosfera sazonal de CO2, parecida cula de Calisto.[29] Outros gases cumo nitrogénio i metano probabelmente nun stan persentes, porque la baixa grabidade de la lhuna nun poderie eibitar qu'eilhes scapassen. Na temperatura mássima de Titánia durante l solstício de berano (89 K, -184 °C), la presson d'oupor de l dióxido de carbono ye de cerca de 3 nbar.[29]

An 8 de setembre de 2001, Titánia ocultou la streilha HIP 106829, que ten ua magnitude aparente de 7,2; esse eibento fui ua ouportunidade d'aperfeiçoar l diámetro de la lhuna i efemérides, i de detetar ua possible atmosfera. Ls dados nun rebelórun nanhue atmosfera cun ua presson superficial de 10–20 nanobars; se eilha eisistir, ye bien mais ténue que la de Triton ó Pluton.[29] Esse lhemite superior inda ye bárias bezes maior que presson superficial mássima de l dióxido de carbono, l que senefica que l'ocultaçon nun restringiu mui ls parámetros de l'atmosfera.[29]

La geometrie peculiar de l sistema uraniano faç ls polos de las lhunas recebíren mais einergie solar que la region eiquatorial.[15] Cumo la presson d'oupor de l CO2 oumenta cula temperatura,[29] l dióxido de carbono puode star acumulado nas regiones de baixa lhatitude de Titánia, adonde el puode eisistir de maneira stable an árias cun albedo alto i regiones sombreadas de la superfice na forma de carambelo. Ne l berano, quando las temperaturas polares chegan a 85–90 K,[29][15] l dióxido de carbono passa por sublimaçon i migra pa l polo ouposto i pa las regiones eiquatoriales, ampeçando un cierto ciclo de l carbono. L carambelo de dióxido de carbono acumulado puode ser remobido por partículas magnetosféricas. Pensa-se que Titánia yá perdiu ua cantidade seneficante de dióxido de carbono zde sue formaçon 4,6 bilhones d'anhos atrás.[15]

Ourige i eiboluçon

[eiditar | eiditar código-fuonte]

Acradita-se que Titánia se formou a partir dun çco d'acreçon ó subnebulosa; un çco de gáç i poeira qu'eisistia an buolta de Ourano por algun tiempo depuis de sue formaçon ó fui criado pul grande ampato que probabelmente dou la Ourano sue grande anclinaçon axial.[30] La cumposiçon percisa de l çco nun ye coincida; inda assi, la densidade relatibamente grande de Titánia i outros satélites de Ourano cumparados culs satélites de Saturno andica qu'el puode tener sido relatibamente pobre an auga.[nota 4][14] Grandes cantidades de nitrogénio i carbono poderien star persentes na forma de monóxido de carbono i N2 al ambés de amónia i metano.[30] Las lhunas que se formórun nesse çco eirien cunter menos carambelo d'auga (cun CO i N2 presos cumo clatrato) i mais peinha, splicando l'alta densidade.[14]

L'acreçon de Titánia probabelmente durou alguns miles d'anhos.[30] Ampatos qu'acumpanhórun l'acreçon causórun calecimiento de las camadas mais sternas de la lhuna.[31] La temperatura mássima de cerca de 250 K (-23 °C) fui alcançada nua perfundidade de cerca de 60 Km.[31] Passado l término de l porcesso de formaçon, essas camadas próssimas de la superfice sfriórun, anquanto l'anterior de Titánia esquentou debido a la decadéncia de eilemientos radioatibos persentes nas peinhas.[14] La camada próssima de la superfice cuntraiu, anquanto l'anterior spandiu. Esso causou ua fuorte tenson na costra causando rachaduras. Alguns de ls cániones atuales puoden ser resultado desse porcesso, que durou cerca de 200 milhones d'anhos,[32] amplicando que qualquiera atebidade andógena acabou bilhones d'anhos atrás.[14]

La calor enicial de la acreçon junto cula decadéncia d'eilemientos radioatibos fúrun probabelmente fuortes l suficiente para derreter l carambelo se algun anticongelante cumo amónia (na forma de heidrato d'amónia) ó sal staba persente.[31] L calecimiento puode tener feito la peinha se apartar de l carambelo formando un núcleo rochoso cercado por un manto de carambelo. Ua camada d'auga lhíquida (ouceano) rica an amónia puode tener formado antre l núcleo i l manto.[20] La temperatura eutética dessa ye mistura ye 176 K (-97 °C).[20] Se la temperatura quedou ambaixo desse balor l'ouceano starie cungelado. L cungelamiento de l'auga lhebou a la spanson de l'anterior, l que causou la formaçon de ls cániones na superfice.[23]

Sploraçon

[eiditar | eiditar código-fuonte]

La única sonda spacial que splorou Titánia d'acerca fui la Voyager 2, que fotografou la lhuna durante sou subrebo por Ourano an janeiro de 1986. Cumo la maior aprossimaçon antre la Voyager 2 i Titánia fui de 365 200 Km,[33] las melhores eimaiges de la lhuna ténen ua resoluçon de cerca de 3,4 Km (solo Miranda i Ariel fúrun fotografados cun ua resoluçon melhor).[23] Las eimaiges cobriran 40% de la superfice, mas solo 24% fui fotografado cula percison neçaira para mapeamiento geológico. Na época de l subrebo, l'heimisfério sul de Titánia (i l de las outras lhunas) staba apuntado pa l Sol, anton nun fui possible studar l'heimisfério norte (que staba scuro).[14] Nanhue outra sonda besitou Ourano (i Titánia), i nanhue misson para Ourano i sues lhunas stá planeijada para un feturo próssimo.[34]

Ber tamien

[eiditar | eiditar código-fuonte]


Refréncias

  1. ↑ 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 
  2. ↑ 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 
  3. ↑ 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 
  4. ↑ Erro de citaçon: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Strube1848
  5. ↑ Herschel, John (1834). «On the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 3 (5): 35–36. Bibcode:1834MNRAS...3Q..35H 
  6. ↑ Newton, Bill; Teece, Philip (1995). The guide to amateur astronomy. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 109. ISBN 9780521444927 
  7. ↑ Kuiper, G. P. (1949). «The FifthSatellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360). Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146 
  8. ↑ Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten. 34. Bibcode:1852AN.....34..325. 
  9. ↑ Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L 
  10. ↑ Lassell, W. (1848). «Observations of Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8 (3): 43–44. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
  11. ↑ Lassell, W. (1850). «Bright Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 10 (6). Bibcode:1850MNRAS..10..135L 
  12. ↑ «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal. 2 (33). 1851. Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198 
  13. ↑ «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters». Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Cunsultado an 6 de outubre de 2006 
  14. ↑ 14,00 14,01 14,02 14,03 14,04 14,05 14,06 14,07 14,08 14,09 14,10 14,11 Smith, B. A.; Soderblom, L. 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 
  15. ↑ 15,00 15,01 15,02 15,03 15,04 15,05 15,06 15,07 15,08 15,09 15,10 15,11 15,12 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. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016 
  16. ↑ 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 
  17. ↑ Erro de citaçon: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome ocultationes
  18. ↑ «Planetary Satellite Physical Parameters». Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Cunsultado an 28 de maio de 2009 
  19. ↑ 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 
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 20,3 20,4 20,5 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 
  21. ↑ 21,0 21,1 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 
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 22,3 22,4 Modelo:Cite conference
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 23,3 23,4 23,5 23,6 23,7 23,8 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 
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 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 
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 «Titania Nomenclature Table Of Contents». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Cunsultado an 3 de júnio de 2009 
  26. ↑ «Titania: Gertrude». Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Cunsultado an 3 de júnio de 2009 
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 27,3 27,4 27,5 Modelo:Cite conference
  28. ↑ 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 
  29. ↑ 29,0 29,1 29,2 29,3 29,4 29,5 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): 458–476. Bibcode:2009Icar..199..458W. doi:10.1016/j.icarus.2008.09.011  Arquibado an júlio 25, 2014[Erro data trocada], ne l Wayback Machine.
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 Mousis, O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics. 413: 373–380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515 
  31. ↑ 31,0 31,1 31,2 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 
  32. ↑ 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 
  33. ↑ 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 
  34. ↑ «Missions to Uranus». NASA Solar System Exploration. 2010. Cunsultado an 11 de janeiro de 2011 

Erro de citaçon: Elemento <ref> com nome "Struve1848" definido em <references> não é utilizado no texto da página.

Erro de citaçon: Elemento <ref> com nome "occultations" definido em <references> não é utilizado no texto da página.


Lhigaçones sternas

[eiditar | eiditar código-fuonte]
L Commons ten ua catadorie cun eimaiges i outros fexeiros subre Titánia (satélite)


Erro de citaçon: Existem etiquetas <ref> para um grupo chamado "nota", mas não foi encontrada nenhuma etiqueta <references group="nota"/> correspondente

Sacado an "https://mwl.wikipedia.org/w/index.php?title=Titánia_(satélite)&oldid=103507"