Umbriel (måne)

Umbriel (eller Uranus II) er en av Uranus' måner, oppdaget 24. oktober 1851 av William Lassell. Den ble oppdaget samtidig som Ariel og er oppkalt etter en skikkelse i Alexander Popes dikt The Rape of the Lock Umbriel består primært av is med betydelige mengder bergarter, og kan være differensiert i en steinete kjerne og en isete mantel. Overflaten er den mørkeste blant Uranus-månene, og synes å ha blitt formet primært fra nedslag. Tilstedeværelsen av canyoner antyder imidlertid tidlig endogene prosesser, og ha gjennomgått en tidlig endogent dreven fornyelse av overflaten.
Med en rekke nedslagskratre, helt opp til 210 km i diameter, er Ubriel den nest mest kraterbelagte Uranus-månen etter Oberon. Den mest fremtredende formasjonen er en ring av lyst materiale på bunnen av Wunda-krateret. Som alle andre Uranus-måner, er også Umbriel sannsynligvis blitt dannet fra en akkresjonsskive som omga planeten like etter dannelsen.
Kun én gang har Uranus-systemet blitt studert på «nært» hold, av romsonden Voyager 2 i januar 1986. Sonden tok flere bilder av Umbriel og kartla omtrent 40 % av overflaten.


== Oppdagelse og navn ==
Umbriel ble, sammen med Ariel, oppdaget av William Lassell 24. oktober 1851. Selv om William Herschel, oppdageren av Titania og Oberon, mot slutten av det 18. århundre hevdet å ha observert ytterligere fire Uranus-måner, ble hans observasjoner aldri bekreftet og de fire objektene antas nå å være feilaktige observasjoner.Alle Uranus-månene er oppkalt etter skikkelser av William Shakespeare eller Alexander Pope. Navnene for alle de fire Uranus-månene som til da var kjent ble foreslått av John Herschel i 1852, på forespørsel fra Lassell. Umbriel er den 'mørke melankolske ånden' i Alexander Popes The Rape of the Lock, og navnet gjenspeiler det latinske umbra, som betyr skygge. Umbriel er også betegnet Uranus II.


== Bane ==
Umbriel går i bane rundt Uranus i en avstand av ca. 266 000 km, og ligger med det tredje lengst unna planeten av de fem store måner. Umrbiels bane har en liten eksentrisitet og er svært lite inklinert i forhold til Uranus' ekvator. Omløpsperioden er ca. 4,1 jorddøgn, samsvarende med rotasjonsperioden. Det vil si at Umbriel er en synkron eller bundet satellitt, med den ene siden alltid vendt modt moderlegemet. Banen til Umbriel ligger i sin helhet på innsiden av Uranus' magnetosfære. Dette er viktig, fordi den bakre halvkulen til lufttomme satellitter som går i bane innenfor en magnetosfære (slik som Umbriel) treffes av magnetosfærisk plasma som roterer med planeten. Dette bombardementet kan føre til at den bakre halvkulen blir mørkere, noe som faktisk er observert for alle Uranus-månene med unntak av Oberon (se under). Umbriel fungerer også som en samlekum for magnetosfærisk ladde partikler, noe som fører til et markant fall i energetisk partikkelmengde nær månens bane. Dette ble observert av Voyager 2 i 1986.Siden Uranus går i bane rundt solen nesten liggende på siden, og månene går i bane rundt planetens ekvatorplan, gjennomgår de – Umrbiel inkludert – ekstreme sesongmessige variasjoner. Både de nordlige og sørlige polene tilbringer 42 år i komplett mørkre og deretter 42 år i kontinuerlig sollys, der solen stiger opp nær senit over en av polene ved hvert solverv. Voyager 2s forbiflyvning i 1986 sammenfalt med den sørlige halvkulens solverv, samtidig som nesten hele den nordlige halvkulen lå mørklagt. Hvert 42. år, når Uranus har et jevndøgn og ekvatorplanet skjærer jorden, kan det oppstå gjensidige okkultasjoner av Uranus' måner. I 2007–2008 ble en rekke slike hendelser observert, inkludert to der Umbriel okkulterte Titania den 15. august og 8. desember 2007. I tillegg ble det observert at Umrbiel okkulterte Ariel 19. august samme år.Umrbiel er ikke kjent å være en del av noen baneresonans med andre Uranus-måner. Tidligere i historien, derimot, kan den ha vært en del av en 1:3-resonans med Miranda. Dette ville i tilfelle ha bidratt til å øke Mirandas baneeksentrisitet og ført til indre oppvarming og geologisk aktivetet der. Samtidig ville Umbriels bane ha blitt mindre påvirket. På grunn av Uranus' lave flattrykthet og mindre størrelse i forhold til sine satellitter, kan månene lettere slippe unna en baneresonans enn hva månene til Jupiter og Saturn kan. Etter at Miranda forlog resonansen – gjennom en mekanisme som sannsynligvis resulterte i den høye baneinklinasjonen – ville eksentrisiteten ha blitt dempet, og varmekilden ville ha blitt borte.


== Sammensetning og indre struktur ==
Umbriel er den tredje største og fjerde mest massive av Uranus-månene. Månens har en tetthet på 1,39 g/cm³, og dette indikerer at den primært består av vannholdig is og av en ikke-is-komponent som utgjør rundt 40 % av massen. Sistnevnte kan bestå av bergarter og karbonholdige materialer inkludert tunge organiske forbindelser, kjent som tholiner. Tilstedeværelsen av vann støttes av observasjoner via infrarød spektroskopi, som har avslørt krystallinsk vannholdig is på overflaten av Umbriel. Absorpsjonsbandene til vannholdig is er sterkere på Umbriels førende halvkule enn hva det er på den bakre. Grunnen til dette er ikke kjent, men den kan være relatert til bombardementet av ladde partikler fra Uranus' magnetosfære, som er sterkere på den førende halvkulen – på grunn av plasmaets med-rotasjon. De energetiske partiklene synes ofte å frese opp vannholdig is. Samtidig brytes løs metan fanget i is som klatrathydrater og formørker andre organiske stoffer, og mørke, karbonrike rester blir igjen.Med unntak av vann, er karbondioksid den eneste sammensetningen som har blitt identifisert på Umbriels overflate ved hjelp av infrarød spektroskopi, og denne er primært beliggende på den bakre halvkulen. Opprinnelsen til denne karbondioksiden er ikke helt klar, men den kan ha blitt dannen lokalt fra karbonater eller organiske materialer under påvirkning av de energitske partiklene som kommer fra Uranus' magntosfære eller solens ultrafiolette stråling. Denne hypotesen kunne forklart asymmetrien i fordelingen, siden den bakre halvkulen er gjenstand for en mer intens magnetosfærisk påvirkning enn den førende. En annen mulig kilde er utgassing av primordial CO2 fanget i vannholdig is i det indre av Umrbiel. Utgassingen av CO2 fra månens indre kan være et resultat av tidligere geologisk aktivitet på Umbriel.Umbriels massen kan være differensiert i en kjerne omgitt av en isete mantel. Hvis dette er tilfelle, er radien av kjernen (317 km) rundt 54 % av totalradien til månen, og massen er ca. 40 % av totalen – beregnet ut ifra månens sammensetning. Trykket i sentrum av Umbriel ligger på ca. 0,24 GPa (2,4 kbar). Tilstanden til ismantelen er ukjent, men eksistensen av et underjordisk ishav anses å være usannsynlig.


== Overflateformasjoner ==

Umbriels overflate er den mørkeste av alle Uranus-månene, og reflekterer mindre enn halvparten av lyset sammenlignet med Ariel, en søstermåne med lignende størrelse. Umbriel har en svært lav Bond-albedo på bare 10 % sammenlignet med 23 % for Ariel. Reflektiviteten for månens overflate synker fra 26 % ved en fasevinkel på 0° (geometrisk albedo) til 19 % ved en vinkel på 1° … et fenomen som kalles opposisjonseffekt. Overflaten av Umbriel er svakt blåaktig i fargen, mens nyere avleiringer etter nedslag (i Wunda-krateret, for eksempel) er enda blåere. Det kan være en asymmetri mellom den førende og bakre halvkulen, der førstnevnte synes å være rødere enn sistnevnte. Rødheten i overflaten kommer sannsynligvis av romvær, fra bombardement av ladde partikler og mikrometeoritter opp gjennom solsystemets historie. Fargeasymmetrien på Umbriel er sannsynligvis forårsaket av akkresjon av et rødaktig materiale som stammer fra de ytre delene av Uranus-systemet, muligens fra irregulære måner, som ville oppstått i hovedsak på den førende halvkulen. Overflaten av Umbriel er relativt homogen, det vil si den fremviser ingen større variasjoner i verken albedo eller farge.Forskere har så langt bare identifisert en klasse geologiske formasjoner på Umbriel, og det er nedslagskratre. Overflaten på Umbriel har langt flere og større kratre enn hva som er tilfelle på Ariel og Titania, og den fremviser også minst geolgisk aktivitet av disse. Blant alle Uranus-månene er det faktisk bare Oberon som har flere nedslagskratre enn Umbriel. De observerte kraterdiameterne går fra et par kilometer og opp til 210 km for det største kjente krateret, Wokolo. Alle gjenkjente kratere på Umbriel har sentrale topper, men ingen krater har stråler.
Nær Umbriels ekvator ligger den mest fremtredende overflateformasjonen, Wunda, som har en diametere på rundt 131 km. Wunda har en ring av lyst materiale på bunnen, som synes å være rester etter et nedslag. I nærheten, sett langs terminator, ligger kratrene Vuver og Skynd. Disse mangler lyse kanter, men innehar lyse sentrale topper. Studier av radnprofiler av Umbriel avslørte en mulig stor kraterformasjon med en diameter på ca. 400 km og en dybde på omtrent 5 km.Tilsvarende overflaten til mange av Uranus-månene, er Umbriels overflate oppdelt av et system av canyoner i nordøst-sørvestlig retning. Disse er dog ikke offisielt anerkjent som dette, grunnet dårlig oppløsning på bildene og generelt ensformig utseende på denne månen, noe som hindrer geologisk kartlegging.Den tungt kraterbelagte overflaten av Umbriel har sannsynligvis vært stabil siden det sene tunge bombardementet. De eneste tegnene på gammel indre aktivitet er canyoner og mørke polygoner – mørke flekker med komplekse former som måler fra ti til hundrevis av kilometer på tvers. Polygonene ble identifisert ved hjelp av fotometri på bilder tatt av Voyager 2 og er mer eller mindre jevnt fordelt over Umbriels overflate. Noen polygoner samsvarer med forsenkninger med et par kilometers dyp og kan ha oppstått under en tidlig episode med tektonisk aktivitet. Per tid finnes det ingen forklaring på hvorfor Umbriel er så mørk og ensformig i utseende. Overflaten kan være dekket av et relativt tynt lag med mørk materiale (såkalt umbralt materiale) utgravd ved et nedslag eller kastet ut i et eksplosivt vulkansk utbrudd. Alternativt kan Umbriels skorpe i sin helhet bestå av det mørke materialet, noe som ville forhindret dannelsen av lyse formasjoner som kraterstråler. De lyse formasjonene i Wunda synes imidlertid å motsi denne hypotesen.


== Opprinnelse og utvikling ==
Umbriel antas å ha blitt dannet fra en akkresjonsskive eller subtåke, det vil si en skive av gass og støv som enten eksisterte rundt Uranus i en tid etter planetdannelsen eller ble dannet av et kjempenedslag som mest sannsynlig førte til Uranus' skjevhet. Den nøyaktige sammensetningen av subtåken er ikke kjent. Den relativt høye tettheten til Umbriel, og andre Uranus-måner, sammenlignet med Saturns måner indikerer imidlertid at den kan ha vært relativt fattig på vann. Betydelige mengder karbon og nitrogen kan ha vært til stede i form av karbonmonoksid (CO) og molekylært nitrogen (N2) i stedet for metan og ammoniakk. Månene som ble dannet i en slik subtåke ville inneholdt mindre vannholdig is (med CO og N2 fanget som klatrat) og mer bergarter – noe som kunne forklart den høyere tetheten.Umbriels akkresjon varte sannsynligvis i flere hundretusener år, og nedslagene som fulgte med akkresjonen gjorde at månens ytre lag ble varmet opp. Den høyeste temperaturen på rundt 180 K (−93 °C) ble nådd i en dybde på ca. 3 km. Etter at månen var ferdig dannet, ble lagene under overflaten avkjølt, mens det indre av Umbriel ble varmet opp av henfall av radioaktive grunnstoffer som fantes i bergartene. Lagene som ble avkjølt nær overflaten trakk seg så sammen, samtidig som det indre utvidet seg. Dette førte til sterk spenning i månens overflate, noe som igjen kan ha ført til oppsprekking. Denne varte sannsynligvis i omtrent 200 millioner år, og antyder at enhver endogen aktivitet fra dette opphørte milliarder av år siden.Den opprinnelige akkresjonsoppvarmingen sammen med kontinuerlig henfall av radioaktive grunnstoffer var sannsynligvis tilstrekkelig til å smelte isen, hvis der samtidig fantes noen form for «frostvæske» (i form av ammoniakkhydrat) eller noen salter. Ytterligere smelting kan ha ført til at isen skilte seg fra bergartene og dannelsen av en kjerne av bergarter og en mantel av is. Et lag av flytende vann ('hav') rikt på oppløst ammoniakk kan ha blitt dannet i skillet mellom kjernen og mantelen. Den eutektiske temperaturen til denne blandingen er 176 K (−97 °C) Havet har sannsynligvis frosset til for lenge siden. Blant Uranus' måner er Umbriel minst utsatt for overflatefornyelse, selv om den gjennomgikk en slik prosess tidlig i historien.


== Utforskning ==

Så langt, er de eneste nærbildene tilgjengelig de som ble tatt av Voyager 2-sonden under dens forbiflyvning av Uranus i januar 1986. Siden sondens nærmeste passering av Umbriel var 325 000 km, har de beste bildene en grov oppløsning på ca. 5,2 km. Bildene dekker ca. 40 % av overflaten, men bare 20 % av overflaten ble avbildet med en kvalitet som muliggjør geologisk kartlegging. På tidspunktet for forbiflyvningen stod den sørlige halvkulen rett mot solen, så den mørklagte nordlige halvkulen kunne ikke kartlegges. Ingen andre romfartøyer har besøkt Uranus-systemet, og ingen andre oppdrag er planlagt dit i overskuelig fremtid.


== Fotnoter og litteraturhenvisninger ==
Fotnoter
Litteraturhenvisninger


== Litteratur ==
Trykt litteraturB. 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 II, 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 (1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science. 233 (4759): 43–64. doi:10.1126/science.233.4759.43. 
Erich Karkoschka (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus. 151 (1): 51–68. doi:10.1006/icar.2001.6596. 
Hauke Hussmann; Frank Sohl; Tilman Spohn (2006). «Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects». Icarus. 185 (1): 258–273. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
Jacobson, R. A.; Campbell, J. K.; Taylor, A. H.; Synnott, S. P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data». Astronomical Journal. 103 (6): 2068–2078. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/116211. 
Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, J.R.; Johnson, R.E.; Young, E.F.; Buie, M.W. (2006). «Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations». Icarus. 184 (2): 543–555. doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016. 
Steven W. Squyres  Ray T. Reynolds  Audrey L. Summers  Felix Shung (1988). «Accretional heating of the satellites of Saturn and Uranus». JGR Solid Earth. 93 (B8): 8779–8794. doi:10.1029/JB093iB08p08779. 
Jeffrey M. Moore; Paul M. Schenk; Lindsey S. Bruesch; Erik Asphaug; William B. McKinnon (2004). «Large impact features on middle-sized icy satellites». Icarus. 171 (2): 421–443. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. 
Olivier Mousis (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics. 413 (1): 373 – 380. doi:10.1051/0004-6361:20031515. 
Croft, S.K. (1989). New geological maps of Uranian satellites Titania, Oberon, Umbriel and Miranda. Proceeding of Lunar and Planetary Sciences (engelsk). 20. Lunar and Planetary Sciences Institute, Houston. s. 205C. 
William Herschel (1798). «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». The Royal Society. 88. ISSN 0261-0523. doi:10.1098/rstl.1798.0005. 
Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 12: 15–17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. 
J. B. Plescia (1987). «Cratering history of the Uranian satellites: Umbriel, Titania, and Oberon». JGR Space Physics. 92 (A13): 14918–14932. doi:10.1029/JA092iA13p14918. 
Gerard P. Kuiper (1949). «THE FIFTH SATELLITE OF URANUS». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360). doi:10.1086/126146. 
NORMAN F. NESS, MARIO H. ACUÑA, KENNETH W. BEHANNON, LEONARD F. BURLAGA, JOHN E. P. CONNERNEY, RONALD P. LEPPING, FRITZ M. NEUBAUER (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science. 233 (4759): 85–89. doi:10.1126/science.233.4759.85. 
Lassell, William (1851). «Letter to the editor [discovery of two satellites of Uranus]». Astronomical Journal. 2 (33): 70–70. doi:10.1086/100198. 
E. C. Stone (1987). «The Voyager 2 encounter with Uranus». JGR Space Physics. 92 (A13): 14873–14876. doi:10.1029/JA092iA13p14873. 
Bell, J.F., III; McCord, T.B. (1991). A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images. Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990 (engelsk). Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. s. 473–489. Bibcode:1991LPSC...21..473B. 
Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten (tysk). 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325. 
John Hillier; Steven W. Squyres (1991). «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus». JGR Planets. 96 (E1): 15665–15674. doi:10.1029/91JE01401. 
C.Miller; N.J.Chanover (2009). «Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel». Icarus. 200 (1): 343–346. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010. 
J.E. Arlot; C. Dumas; B. Sicardy (2008). «Observation of an eclipse of U-3 Titania by U-2 Umbriel on December 8, 2007 with ESO-VLT». Astronomy & Astrophysics. 492 (2): 599 – 602. doi:10.1051/0004-6361:200810134. 
P.C.Thomas (1988). «Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates». Icarus. 73 (3): 427–441. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1. 
William C. Tittemore; Jack Wisdom (1990). «Tidal evolution of the Uranian satellites: III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities». Icarus. 85 (2): 394–443. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. 
William C. Tittemore; Jack Wisdom (1989). «Tidal evolution of the Uranian satellites: II. An explanation of the anomalously high orbital inclination of Miranda». Icarus. 78 (1): 63–89. doi:10.1016/0019-1035(89)90070-5. 
Renu Malhotra; Stanley F.Dermott (1990). «The role of secondary resonances in the orbital history of Miranda». Icarus. 85 (2): 444–480. doi:10.1016/0019-1035(90)90126-T. 
Struve, O. (1848). «Note on the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 8 (3): 44–47. Bibcode:1848MNRAS...8...43. 
Bonnie J.Buratti; Joel A.Mosher (1991). «Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites». Icarus. 90 (1): 1–13. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z. 
Hunt, Garry E.; Moore, Patrick (1989). Atlas of Uranus (engelsk). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-34323-7. 
Paul Helfenstein, Peter C. Thomas & Joseph Veverka (1989). «Evidence from Voyager II photometry for early resurfacing of Umbriel». Nature. 338: 324–326. doi:10.1038/338324a0. 
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 (1986). «The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment». Science. 233 (4759): 97–102. doi:10.1126/science.233.4759.97. 
Strobell, M.E.; Masursky, H. (1987). «New Features Named on the Moon and Uranian Satellites». Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (engelsk). 18: 964–965. Bibcode:1987LPI....18..964S. Litteratur på nett«Planetary Satellite Mean Orbital Parameters» (engelsk). Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Arkivert fra originalen 22. august 2011. Besøkt 14. juni 2014. 
«Planetary Satellite Physical Parameters» (engelsk). Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Arkivert fra originalen 18. januar 2010. Besøkt 18. juni 2014. 
«Umbriel Nomenclature Table Of Contents». Gazetteer of Planetary Nomenclature (engelsk). United States Geological Survey, Astrogeology. Arkivert fra originalen 25. august 2011. Besøkt 18. juni 2014. 
«Planetary Satellite Physical Parameters» (engelsk). NASA/JPL. Arkivert fra originalen 18. januar 2010. Besøkt 14. juni 2014. 
«Umbriel:Wunda». Gazetteer of Planetary Nomenclature (engelsk). United States Geological Survey, Astrogeology. Arkivert fra originalen 25. august 2011. Besøkt 19. juni 2014. 


== Eksterne lenker ==
(en) Umbriel (moon) – kategori av bilder, video eller lyd på Commons 
(en) Umbriel – galleri av bilder, video eller lyd på Commons 
«Umbriel Profile». NASA's Solar System Exploration. Arkivert fra originalen 26. august 2009.  Arkivert 26. august 2009 hos Wayback Machine.
Lassell, Herrn W. (1852). «Entdeckung von 2 neuen Uranus Trabanten». Astronomische Nachrichten. 33 (17): 259–262. Bibcode:1851AN.....33..259L. doi:10.1002/asna.18520331707. 
«Edge-on!». Very Large Telescope. 23. august 2007. Besøkt 14. januar 2010. 
(engelsk) Umbriel-side (inkludert et merket kart over Umbriel) hos Views of the Solar System
(engelsk) Umbriel-nomenklatur fra USGS Planetary Nomenclature web site