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Satélites de Urano

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Una imagen actualizada de los seis satélites más grandes y ocho satélites interiores de Urano capturados por eltelescopio espacial James Webbel 4 de septiembre de 2023. Los seis satélites más grandes sonAriel,Puck,Miranda,Umbriel,TitaniayOberón.Además, se pueden ver ocho satélites pequeños adicionales, incluidasBianca,Crésida,Desdémona,Julieta,Porcia,Rosalinda,BelindayPerdita.CordeliayOfeliason invisibles porque se pierden en el abrumador brillo delanillo Epsilon,mientras queMabyCupidoson demasiado pequeños para ser vistos.

Lossatélites deUrano,el séptimo planeta delsistema solar,son aquellos cuerpos celestes que orbitan alrededor de este planeta. Urano tiene 28satélitesconfirmados y la mayoría de ellos llevan el nombre de personajes que aparecen o se mencionan en las obras deWilliam ShakespeareyAlexander Pope.[1]​ Los satélites de Urano se dividen en tres grupos: trece satélites interiores, cincosatélites mayoresy diezsatélites irregulares.Los satélites interiores y mayores tienen órbitasprógradasy se clasifican acumulativamente comosatélites regulares.Por el contrario, las órbitas de los satélites irregulares son distantes, muyinclinadasy en su mayoría retrógradas.

Los satélites interiores son pequeños cuerpos oscuros que comparten propiedades y orígenes comunes con losanillos de Urano.Los cinco satélites principales son elipsoidales, lo que indica que alcanzaron elequilibrio hidrostáticoen algún momento de su pasado, y cuatro de ellos muestran signos de procesos impulsados internamente, como la formación de cañones y el vulcanismo en sus superficies.[2]​ El mayor de estos cinco,Titania,mide 1 578 km de diámetro y es eloctavo satélite más grandedel sistema solar, aproximadamente una vigésima parte de la masa de laLuna.Las órbitas de los satélites regulares son casicoplanarescon el ecuador de Urano, que está inclinado 97.77° con respecto a su órbita. Los satélites irregulares de Urano tienen órbitas elípticas y fuertemente inclinadas (en su mayoría retrógradas) a grandes distancias del planeta.[3]​

William Herscheldescubrió los dos primeros satélites,TitaniayOberón,en 1787. Los otros tres satélites elipsoidales fueron descubiertos en 1851 porWilliam Lassell(ArielyUmbriel) y en 1948 porGerard Kuiper(Miranda).[1]​ Los satélites restantes fueron descubiertos después de 1985, ya sea durante el sobrevuelo de lasonda espacialVoyager 2o con la ayuda de telescopios terrestres avanzados.[2]​[3]​

Descubrimiento

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Los dos primeros satélites descubiertos fueronTitaniayOberón,que fueron descubiertos porSir William Herschelel 11 de enero de 1787, seis años después de haber descubierto el planeta. Más tarde, Herschel creyó haber descubierto hasta seis satélites e incluso un anillo. Durante casi 50 años, el instrumento de Herschel era el único con el que se habían visto los satélites.[4]​ En la década de 1840, mejores instrumentos y una posición más favorable de Urano en el cielo llevaron a indicaciones esporádicas de satélites adicionales a Titania y Oberón. Finalmente, los siguientes dos satélites,ArielyUmbriel,fueron descubiertos porWilliam Lassellen 1851.[5]​ El esquema de numeración romana de los satélites de Urano estuvo en un estado de cambio durante un tiempo considerable, y las publicaciones dudaron entre las designaciones de Herschel (donde Titania y Oberón son Urano II y IV) y las de William Lassell (donde a veces son I y II).[6]​ Con la confirmación de Ariel y Umbriel, Lassell numeró los satélites del I al IV desde Urano hacia afuera, y esto finalmente se mantuvo.[7]​ En 1852, el hijo de Herschel,John Herschel,dio sus nombres a los cuatro satélites entonces conocidos.[8]​

No se hicieron otros descubrimientos durante casi otro siglo. En 1948,Gerard Kuiperen elObservatorio McDonalddescubrió el más pequeño de los cinco grandes satélites esféricos,Miranda.[8]​[9]​ Décadas más tarde, el sobrevuelo de la sonda espacialVoyager 2en enero de 1986 condujo al descubrimiento de diez satélites interiores más.[2]​ Otro satélite,Perdita,fue descubierto en 1999 porErich Karkoschkadespués de estudiar fotografías antiguas de la Voyager 2.[10]​[11]​

Urano fue el último planeta gigante sinsatélites irregularesconocidos hasta 1997, cuandoBrett J. Gladmany su equipo descubrieronSicoraxyCalibánutilizando telescopios terrestres. De 1999 a 2003, el mismo equipo continuó buscando satélites irregulares utilizando telescopios terrestres más potentes, lo que resultó en el descubrimiento de siete satélites irregulares más de Urano, los cuales sonFrancisco,Stefano,Trínculo,Margarita,Prospero,SetebosyFerdinando.[3]​ Además, en 2003 se descubrieron dos pequeños satélites interiores,CupidoyMab,utilizando eltelescopio espacial Hubble.[12]​ No se hicieron otros descubrimientos hasta 2021 y 2023, cuandoScott S. Sheppardy su equipo descubrieronS/2023 U 1,un satélite irregular más de Urano (y cinco candidatos más esperando a ser anunciados) utilizando eltelescopio SubaruenMauna Kea,Hawái.[13]​[14]​[15]​

Satélites inexistentes

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Después de que Herschel descubrieraTitaniayOberónel 11 de enero de 1787, posteriormente creyó haber observado otros cuatro satélites: dos el 18 de enero y el 9 de febrero de 1790, y dos más el 28 de febrero y el 26 de marzo de 1794. Así, durante muchas décadas se creyó que Urano tenía un sistema de seis satélites, aunque ningún otro astrónomo confirmó los cuatro últimos satélites. Sin embargo, las observaciones deLassellde 1851, en las que descubrióArielyUmbriel,no respaldaron las observaciones de Herschel; Ariel y Umbriel, que Herschel ciertamente debería haber visto si hubiera visto otros satélites además de Titania y Oberón, no correspondían en características orbitales a ninguno de los cuatro satélites adicionales de Herschel. Se pensaba que los cuatro satélites que Herschel creyó descubrir teníanperíodos sidéreosde 5.89 días (más cercano que Titania), 10.96 días (entre Titania y Oberón), 38.08 días y 107.69 días (más lejos que Oberón).[16]​ Por lo tanto, se concluyó que los cuatro satélites de Herschel eran falsos positivos, probablemente debido a la identificación errónea de estrellas débiles en las proximidades de Urano como satélites, y el crédito por el descubrimiento de Ariel y Umbriel se le dio a Lassell.[17]​

Nombramiento

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Aunque los dos primeros satélites de Urano fueron descubiertos en 1787, no recibieron un nombre hasta 1852, un año después de que se descubrieran dos satélites más. La responsabilidad del nombramiento corrió a cargo deJohn Herschel,hijo del descubridor de Urano. Herschel, en lugar de asignar nombres de lamitología griega,nombró a los satélites en honor a espíritus mágicos de laliteratura inglesa.El razonamiento era presumiblemente que Urano, como dios del cielo y del aire, sería atendido por espíritus del aire.[18]​

Los nombres posteriores, en lugar de continuar con la tendencia de los espíritus aireados (soloPuckyMabcontinuaron con la tendencia), se han centrado en el material original de Herschel. En 1949, el quinto satélite,Miranda,fue nombrado por su descubridorGerard Kuiperen honor a un personaje completamente mortal deLa tempestadde Shakespeare.[8]​ La práctica actual de laUAIes nombrar los satélites con nombres de personajes de las obras de Shakespeare yEl rapto de la cerradura(aunque en la actualidad sólo Ariel, Umbriel y Belinda tienen nombres extraídos de esta última; todos los demás son de Shakespeare). Todos los satélites retrógrados exteriores llevan el nombre de personajes de una obra de teatro,La tempestad;el único satélite prógrado exterior conocido,Margarita,recibe su nombre deMucho ruido y pocas nueces.[19]​

Algunosasteroides,que también llevan el nombre de los mismos personajes de obras de Shakespeare, comparten nombres con satélites de Urano:(171) Ofelia,(218) Bianca,(593) Titania,(666) Desdémona,(763) Cupidoy(2758) Cordelia.

Características y grupos

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El sistema de satélites de Urano es el menos masivo entre los sistemas de losplanetas gigantes.De hecho, la masa combinada de los cinco satélites principales es menos de la mitad que solamente la deTritón(el séptimo satélite más grande del sistema solar).[nota 1]​ El mayor de los satélites,Titania,tiene un radio de 788,9 km,[21]​ menos de la mitad que el de laLuna,lo que convierte a Titania en eloctavo satélite más grandedelsistema solar.Urano es 10 000 veces más masivo que sus satélites.[nota 2]​

Satélites interiores

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Esquema del sistema de anillos y satélites de Urano

Urano tiene 13 satélites interiores, cuyas órbitas se encuentran todas más cerca que la órbita deMiranda.[12]​ Los satélites interiores se clasifican en dos grupos según distancias orbitales similares: estos son elgrupo de Porcia,que incluye aBianca,Crésida,Desdémona,Julieta,PorciayRosalinda;y elgrupo de Belinda,que incluye aCupido,BelindayPerdita.[12]​[22]​ Todos los satélites interiores están íntimamente conectados con losanillos de Urano,lo que probablemente resultó de la fragmentación de uno o varios satélites interiores pequeños.[23]​ Los dos satélites más internos,CordeliayOfelia,sonsatélites pastoresdel anillo ε, mientras queMabes una fuente del anillo μ.[12]​ Puede haber dos pequeños adicionales satélites pastores no descubiertos ubicados a unos 100 km de losanillos α y βde Urano.[24]​

Con 162 km,Puckes el más grande de los satélites interiores de Urano y el único fotografiado por la Voyager 2 en detalle. Puck y Mab son los dos satélites más externos de esta categoría. Todos los satélites interiores son objetos oscuros; sualbedo geométricoes inferior al 10 %.[25]​ Están compuestos de hielo de agua contaminado con un material oscuro, probablemente restos orgánicos procesados por radiación.[26]​

Los satélites interiores seperturbanconstantemente entre sí, especialmente dentro de los grupos muy compactos de Porcia y Belinda. El sistema escaóticoy aparentemente inestable.[27]​ Las simulaciones muestran que los satélites pueden perturbarse entre sí hasta cruzar órbitas, lo que en algún momento puede resultar en colisiones entre estos.[12]​Desdémonapuede colisionar conCrésidaen un millón de años,[28]​ yCupidoprobablemente chocará conBelindaen los próximos 10 millones de años;PerditayJulietapueden verse involucrados en colisiones posteriores.[29]​ Debido a esto, los anillos y los satélites interiores pueden estar en constante cambio, con satélites colisionando y rearmandose en escalas de tiempo cortas.[29]​

Satélites mayores

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Urano y sus seis satélites más grandes comparados en sus tamaños relativos adecuados y en orden de distancias al planeta. De izquierda a derecha:Puck,Miranda,Ariel,Umbriel,TitaniayOberón.

Urano tiene cincosatélites mayores:Miranda,Ariel,Umbriel,TitaniayOberón.Varían en diámetro desde los 472 kilómetros de Miranda a los 1 578 kilómetros de Titania.[21]​ Todos estos satélites son objetos relativamente oscuros: su albedo geométrico varía entre el 30 y el 50%, mientras que sualbedo de Bondestá entre el 10 y el 23 %.[25]​ Umbriel es el satélite más oscuro y Ariel el más brillante. Las masas de estos satélites oscilan entre 6,7×1019kg (Miranda) a 3,5×1021kg (Titania). En comparación, laLunatiene una masa de 7,5×1022kg.[30]​ Se cree que se formaron en eldisco de acreciónque existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación o fue el resultado de un gran impacto sufrido porUranoal principio de su historia.[31]​[32]​ Esto está respaldado por su graninercia térmica,una propiedad de la superficie que comparten conplanetas enanoscomoPlutónyHaumea.[33]​ Se diferencia mucho del comportamiento térmico de los satélites irregulares de Urano, que es comparable al de losobjetos transneptunianosclásicos.[34]​ Esto sugiere un origen separado.

Todos los satélites mayores contienen cantidades aproximadamente iguales de roca y hielo, excepto Miranda, que está compuesto principalmente de hielo.[35]​ El componente de hielo puede incluiramoníacoydióxido de carbono.[36]​ Sus superficies están llenas de cráteres, aunque todos ellos (excepto Umbriel) muestran signos derepavimentaciónendógenaen forma de lineamientos (cañones) y, en el caso de Miranda, estructuras ovoides llamadascoronas.[2]​ Los procesos extensionales asociados con el afloramiento dediapirosprobablemente sean responsables del origen de las coronas.[37]​ Ariel parece tener la superficie más joven con la menor cantidad de cráteres de impacto, mientras que la superficie de Umbriel parece la más antigua.[2]​ Se cree que unaresonancia orbitalanterior de 3:1 entre Miranda y Umbriel y una resonancia anterior de 4:1 entre Ariel y Titania son responsables del calentamiento que causó una actividad endógena sustancial en Miranda y Ariel.[38]​[39]​ Una prueba de tal resonancia pasada es lainclinaciónorbital inusualmente alta de Miranda (4.34°) para un cuerpo tan cercano al planeta.[40]​[41]​ Los satélites mayores pueden estar diferenciados internamente, connúcleosrocosos en sus centros rodeados pormantosde hielo.[35]​ Titania y Oberón pueden albergar océanos de agua líquida en el límite entre el núcleo y el manto.[35]​ Estos satélites son cuerpos sin aire. Por ejemplo, se demostró que Titania no posee atmósfera a una presión superior a10-20nanobares.[42]​

La trayectoria del Sol en el cielo local en el transcurso de un día local durante el solsticio de verano de Urano y sus satélites mayores es bastante diferente de la observada en la mayoría de los otros mundos delsistema solar.Los satélites mayores tienen casi exactamente la mismainclinación axialrotacional que Urano (sus ejes son paralelos al de Urano).[2]​ El Sol parecería seguir una trayectoria circular alrededor del polo celeste de Urano en el cielo, en su punto más cercano a unos 7 grados de él,[nota 3]​ durante el verano hemisférico. Cerca del ecuador, se vería casi hacia el norte o hacia el sur (según la temporada). En latitudes superiores a 7°, el Sol trazaría una trayectoria circular de unos 15 grados de diámetro en el cielo y nunca se pondría durante el verano hemisférico, moviéndose a una posición sobre el ecuador celeste durante elequinocciode Urano, y luego invisible debajo del horizonte. durante el invierno hemisférico.

Satélites irregulares

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Satélites irregulares de Júpiter (rojo), Saturno (verde), Urano (magenta) y Neptuno (azul; incluido Tritón), representados por la distancia a su planeta (semieje mayor) en el eje horizontal y lainclinación orbitalen el eje vertical. Los valores del semieje mayor se expresan como una fracción del radio de laesfera de Hilldel planeta, mientras que la inclinación se expresa engradosdesde laeclíptica.El radio de la esfera de Hill de Urano es de aproximadamente 73 millones de kilómetros.[3]​ Los tamaños relativos de los satélites se indican por el tamaño de sus símbolos, y el grupo de Calibán está etiquetado. Datos actualizados a febrero de 2024.

Los satélites irregulares de Urano varían en tamaño entre 120 y 200 km (Sicorax) hasta menos de 10 km (S/2023 U 1).[43]​ Debido al pequeño número de satélites irregulares conocidos, aún no está claro cuáles de ellos pertenecen a grupos con características orbitales similares. El único grupo conocido entre estos satélites es elgrupo de Calibán,que está agrupado a distancias orbitales de entre 6 a 7 millones de kilómetros e inclinaciones entre 141° y 144°.[14]​ El grupo de Calibán incluye tres satélites retrógrados, que sonCalibán,S/2023 U 1yStefano.[14]​

Las inclinaciones intermedias entre 60° y 140° están desprovistas de satélites conocidos debido almecanismo de Kozai.[3]​ En esta región de inestabilidad, lasperturbacionessolares en elapoápsidehacen que los satélites adquieran grandes excentricidades que provocan colisiones con satélites internos o eyecciones. La vida útil de los satélites en esta región de inestabilidad es de 10 millones a mil millones de años.[3]​Margaritaes el único satélite prógrado irregular conocido de Urano y tiene una de las órbitas más excéntricas de todos los satélites del sistema solar.

Tabla de datos

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Diagrama orbital de lainclinación orbitaly las distancias orbitales de los anillos y el sistema de satélites de Urano a varias escalas. Abra la imagen para obtener la resolución completa.

Los satélites de Urano se enumeran aquí por período orbital, del más corto al más largo. Los satélites suficientemente masivos como para que sus superficiescolapsaranformando unesferoideestán resaltados en azul claro y en negrita. Los satélites interiores y mayores tienen órbitasprógradas.Los satélites irregulares con órbitas retrógradas se muestran en gris oscuro. Margarita, el único satélite irregular conocido de Urano con una órbita prógrada, se muestra en gris claro. Las órbitas y las distancias medias de los satélites irregulares son variables en escalas de tiempo cortas debido a las frecuentesperturbacionesplanetarias y solares, por lo tanto, se promedian los elementos orbitales enumerados de todos los satélites irregulares durante unaintegración numéricade 8 000 años. Estos pueden diferir de los elementos orbitalesosculadoresproporcionados por otras fuentes.[44]​ Los elementos orbitales de los satélites mayores enumeradas aquí se basan en laépocadel 1 de enero de 2000,[45]​ mientras que los elementos orbitales de los satélites irregulares se basan en la época del 1 de enero de 2020.[46]​

Claves
Satélites interiores Satélites mayores Satélites irregulares prógrados no agrupados Satélites irregulares retrógrados no agrupados Grupo de Calibán
Satélites uranianos
Nombre Imagen Magnitud
absoluta[47]​ 		Diámetro
(km)[nota 4]​ 		Masa
(× 1016kg)[nota 5]​ 		Semieje mayor
(km)[nota 6]​ 		Periodo orbital
(días)[nota 6]​[nota 7]​ 		Inclinación
(°)[nota 6]​[nota 8]​ 		Excentricidad[nota 6]​ Descubierto en:[50]​ Anunciado en: Descubridor[50]​
1 Cordelia 10.3 40 ± 6
(50 × 36)		 ≈ 3.4 49 800 +0,33457 0.2 0.000 1986 1986 Voyager 2
2 Ofelia 10.2 43 ± 8
(54 × 38)		 ≈ 4.2 53 800 +0,37686 0.1 0.011 1986 1986 Voyager 2
3 Bianca 9.8 51 ± 4
(64 × 46)		 ≈ 6.9 59 200 +0,43501 0.1 0.001 1986 1986 Voyager 2
4 Crésida 8.9 80 ± 4
(92 × 74)		 ≈ 27 61 800 +0,46315 0.1 0.000 1986 1986 Voyager 2
5 Desdémona 9.3 64 ± 8
(90 × 54)		 ≈ 14 62 700 +0,47323 0.1 0.000 1986 1986 Voyager 2
6 Julieta 8.5 94 ± 8
(150 × 74)		 ≈ 43 64 400 +0,49348 0.0 0.001 1986 1986 Voyager 2
7 Porcia 7.7 135 ± 8
(156 × 126)		 ≈ 130 66 100 +0,51320 0.0 0.000 1986 1986 Voyager 2
8 Rosalinda 9.1 72 ± 12 ≈ 20 69 900 +0,55846 0.0 0.000 1986 1986 Voyager 2
9 Cupido 12.6 ≈ 18 ≈ 0.31 74 400 +0,61317 0.1 0.005 2003 2003 Mark R. ShowalteryJack J. Lissauer
10 Belinda
8.8 90 ± 16
(128 × 64)		 ≈ 38 75 300 +0,62353 0.0 0.000 1986 1986 Voyager 2
11 Perdita 11.0 30 ± 6 ≈ 1.4 76 400 +0,63841 0.0 0.002 1999 1999 Voyager 2
12 Puck
7.3 162 ± 4 191 ± 64 86 005 +0,76148 0.3562 0.0002 1985 1986 Voyager 2
13 Mab
12.1 ≈ 18 ≈ 0.31 97 700 +0,92329 0.1 0.003 2003 2003 Mark R. ShowalteryJack J. Lissauer
14 Miranda
3.5 471.6 ± 1.4
(481 × 468 × 466)		 6293 129 858 +1,4138 4.4072 0.0014 1948 1948 Gerard Kuiper
15 Ariel
1.0 1157 ± 1.2
(1162 × 1156 × 1155)		 123 310 190 930 +2,5207 0.0167 0.0012 1851 1851 William Lassell
16 Umbriel
1.7 1169.4 ± 5.6 128 850 265 982 +4,1445 0.0796 0.0039 1851 1851 William Lassell
17 Titania
0.8 1577 ± 1.2 345 500 436 282 +8,7064 0.1129 0.0012 1787 1787 William Herschel
18 Oberón
1.0 1522.8 ± 5.2 311 040 583 449 +13,464 0.1478 0.0014 1787 1787 William Herschel
19 Francisco 12.4 ≈ 22 ≈ 0.56 4 275 700 −267,11 146.8 0.144 2001 2003 Matthew J. Holmanet al.
20 Calibán 9.1 42 ≈ 3.9 7 167 000 −579,76 141.4 0.200 1997 1997 Brett J. Gladmanet al.
21 Stefano 9.7 ≈ 32 ≈ 1.7 7 951 400 −677,55 143.6 0.235 1999 1999 Brett J. Gladmanet al.
22 S/2023 U 1 13.7 ≈ 8 ≈ 0.027 7 976 600 −680,78 143.9 0.250 2023 2024 Scott S. Sheppardet al.
23 Trínculo 12.7 ≈ 18 ≈ 0.31 8 502 600 −749,40 167.1 0.220 2001 2002 Matthew J. Holmanet al.
24 Sicorax 7.4 157 ≈ 200 12 193 200 −1288,40 157.0 0.520 1997 1997 Philip D. Nicholsonet al.
25 Margarita 12.7 ≈ 20 ≈ 0.42 14 425 000 +1655,16 60.5 0.642 2003 2003 Scott S. SheppardyDavid C. Jewitt
26 Próspero 10.5 ≈ 50 ≈ 6.5 16 221 000 −1979,41 149.4 0.441 1999 1999 Matthew J. Holmanet al.
27 Setebos 10.7 ≈ 47 ≈ 5.4 17 519 800 −2224,94 153.9 0.579 1999 1999 John J. Kavelaarset al.
28 Ferdinando 12.5 ≈ 21 ≈ 0.48 20 421 400 −2808,70 169.2 0.395 2001 2003 Matthew J. Holmanet al.

Véase también

[editar]

Notas

[editar]
  1. ↑La masa de Tritón es aproximadamente 2.14×1022kg,[20]​ mientras que la masa combinada de los satélites de Urano es aproximadamente 0.93×1022kg.
  2. ↑La masa de Urano es de 8.681×1025kg, Mientras que la masa de los satélites de Urano de 0.93×1022kg
  3. ↑Lainclinación axialde Urano es de 97°.[2]​
  4. ↑Diámetros con múltiples entradas como "60 × 40 × 34"reflejan que el cuerpo no es unesferoideperfecto y que cada una de sus dimensiones han sido medidas lo suficientemente bien. Los diámetros y dimensiones de Miranda, Ariel, Umbriel y Oberón se tomaron de Thomas, 1988.[21]​ El diámetro de Titania es de Widemannet al., 2009.[42]​ Las dimensiones y radios de los satélites interiores son de Karkoschka, 2001,[11]​ excepto Cupido y Mab, que fueron tomados de Showalter, 2006.[12]​ Los radios de los satélites exteriores, excepto Sicorax y Calibán, fueron tomados del sitio web de Sheppard.[43]​ Los radios de Sicorax y Calibán son de Farkas-Takácset al., 2017.[48]​
  5. ↑Las masas de Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón fueron tomadas de Jacobson, 2023 como se informó en French, 2024.[49]​ Las masas de todos los demás satélites se calcularon asumiendo una densidad de1 g/cm3y usando radios dados.
  6. ↑abcdLas órbitas medias de los satélites irregulares se toman de JPL Small System Dynamics,[46]​ mientras que las órbitas medias de los cinco satélites mayores y de Puck se toman de Jacobson (2014).[45]​
  7. ↑Los períodos orbitales negativos indican unaórbita retrógradaalrededor de Urano (opuesto a la órbita del planeta).
  8. ↑Para los satélites regulares, la inclinación mide el ángulo entre el plano orbital del satélite y el plano definido por el ecuador de Urano. Para los satélites irregulares, la inclinación mide el ángulo entre el plano orbital del satélite y laeclíptica.

Referencias

[editar]
  1. ↑ab «Planet and Satellite Names and Discoverers».Gazetteer of Planetary Nomenclature.USGS Astrogeology. 21 de julio de 2006.Consultado el 6 de agosto de 2006.
  2. ↑abcdefg Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.et al.(4 de julio de 1986).«Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results».Science233(4759): 43-64.Bibcode:1986Sci...233...43S.PMID17812889.S2CID5895824.doi:10.1126/science.233.4759.43.
  3. ↑abcdef Sheppard, S. S.; Jewitt, D.; Kleyna, J. (2005). «An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness».The Astronomical Journal129(1): 518-525.Bibcode:2005AJ....129..518S.S2CID18688556.arXiv:astro-ph/0410059.doi:10.1086/426329.
  4. ↑Herschel, John(1834). «On the Satellites of Uranus».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society3(5): 35-36.Bibcode:1834MNRAS...3...35H.doi:10.1093/mnras/3.5.35.
  5. ↑ Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society12:15-17.Bibcode:1851MNRAS..12...15L.doi:10.1093/mnras/12.1.15.
  6. ↑Lassell, W. (1848). «Observations of Satellites of Uranus».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society8(3): 43-44.Bibcode:1848MNRAS...8...43L.doi:10.1093/mnras/8.3.43.
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