Ariel (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Ariel
( Uranus I)
Ariel (luna) .jpg
Ariel în tonuri de gri de la Voyager 2 în 1986. Sistemul canionului Chasma Kachina se întinde în partea de sus a imaginii.
Satelit de Uranus
Descoperire 24 octombrie 1851
Descoperitor William Lassell
Parametrii orbitali
Axa semi-majoră 190 900 km
Perioadă orbitală 2,52 zile
Respectați înclinația
la egal. a lui Uranus		 0,260 °
Excentricitate 0,0012
Date fizice
Dimensiuni 1 162 , 2 × 1 155 , 8 × 1 155 , 4 km³
Diametrul mediu 1.157,8 km
Suprafaţă 4 200 000 km²
Volum 812 600 000 km³
Masa
1,35 × 10 21 kg
Densitate medie 1,67 g / cm³
Accelerare de greutate la suprafață 0,27 m / s²
Viteza de evacuare 0,56 km / s
Perioada de rotație Rotație sincronă
Temperatura
superficial		 ~ 58 K (medie)
Presiunea atmosferică nimic
Albedo 0,39
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 14.4
Editați datele pe Wikidata · Manual

Ariel sau Ariel [1] este cea mai strălucitoare și a patra ca mărime dintre cele 27 de luni cunoscute ale lui Uranus . Ariel orbitează și se rotește în planul ecuatorial al lui Uranus, care este aproape perpendicular pe orbita lui Uranus și, prin urmare, are un ciclu de anotimpuri extreme.

A fost descoperit în octombrie 1851 de William Lassell și a fost numit după un personaj din două opere literare distincte. O mare parte din cunoștințele detaliate ale lui Ariel provin dintr-un singur zburat al lui Uranus de către nava spațială Voyager 2 în 1986, care a reușit să imagineze aproximativ 35% din suprafața lunii. În prezent, nu există planuri de a reveni pentru a studia luna mai detaliat, deși sunt propuse din când în când diverse proiecte, precum orbiterul și sonda Uranus .

După Miranda, Ariel este al doilea cel mai mic dintre cei cinci mari sateliți sferici ai lui Uranus și al doilea cel mai apropiat de planetă. Printre cele mai mici dintre cele 19 luni sferice cunoscute ale sistemului solar (are diametrul 14), se crede că este compus din părți mai mult sau mai puțin egale de gheață și material de rocă. La fel ca toate lunile lui Uranus, Ariel s-a format probabil dintr-un disc de acumulare care a înconjurat planeta la scurt timp după formarea sa și, ca și alte luni mari, este probabil diferențiat , cu un miez interior de rocă înconjurat de o manta de gheață. Ariel are o suprafață complexă formată dintr-un teren craterat mare străbătut de un sistem de escarpe de defecte , canioane și creste. Suprafața prezintă semne ale unei activități geologice mai recente decât alte luni Uranus, cel mai probabil datorită forțelor mareelor .

Descoperire

A fost descoperit la 24 octombrie 1851 de William Lassell (împreună cu Umbriel ), [2] .

Deși William Herschel , care a descoperit cele mai mari două luni ale lui Uranus, Titania și Oberon în 1787, a pretins că a observat alte patru luni, [3] afirmațiile sale nu au fost niciodată confirmate. [4] [5]

Toți sateliții lui Uranus poartă numele unor personaje din piesele lui William Shakespeare sau din The Kidnapped Curl, de Alexander Pope . Numele tuturor celor patru luni cunoscute de atunci ale lui Uranus au fost sugerate de John Herschel în 1852 la cererea lui Lassell. [6] Ariel, denumit și Uranus I , [2] este numit după silfa principală în Buclă răpită . [7] Este , de asemenea , numele spiritului , care servește în Prospero lui Shakespeare The Tempest. [8]

Orbită

Dintre cele cinci mari luni ale lui Uranus , [9] Ariel este a doua cea mai apropiată de planetă, orbitând la o distanță de aproximativ 190.000 km. Orbita sa nu este foarte excentrică și este înclinată foarte puțin în raport cu ecuatorul lui Uranus. [10] Perioada sa orbitală este de aproximativ 2,5 zile pe Pământ, coincizând cu perioada de rotație . Aceasta înseamnă că o față a lunii este întotdeauna orientată spre planetă, o condiție cunoscută sub numele de rotație sincronă . [11] Orbita lui Ariel este complet în interiorul magnetosferei lui Uranus . [12] Emisfera cozii (cea de pe partea opusă față de direcția orbitei) a sateliților atmosferici care orbitează în interiorul unei magnetosfere (cum ar fi Ariel) este lovită de plasma magnetosferică care co-rotește cu planeta. [13] Acest bombardament poate duce la întunecarea emisferei cozii găsite pentru toate lunile din Uranus, cu excepția Oberonului (vezi mai jos). [12] Ariel captează, de asemenea, particulele încărcate din magnetosferă, producând o scădere bruscă a numărului de particule de energie în apropierea orbitei lunii observată de Voyager 2 în 1986. [14]

Întrucât Ariel, ca și Uranus, orbitează Soarele aproape de partea sa în raport cu rotația sa, emisferele sale nordice și sudice sunt orientate spre Soare sau departe de solstiții . Aceasta înseamnă că este supus unui ciclu de anotimpuri extreme; la fel cum polii Pământului văd noaptea permanentă sau lumina zilei în jurul solstițiilor, tot așa polii lui Ariel văd noaptea permanentă sau lumina zilei timp de o jumătate de an de Uranus (42 de ani Pământului), cu Soarele trece aproape de zenit deasupra unuia dintre polii de la fiecare solstițiu. [12] Flyby-ul Voyager 2 a coincis cu solstițiul de vară din 1986 al emisferei sudice, când cea mai mare parte a emisferei nordice nu a fost iluminată. O dată la 42 de ani, când Uranus are un echinocți și planul său ecuatorial intersectează Pământul, devin posibile ocultările reciproce ale sateliților lui Uranus. Unele dintre aceste evenimente au avut loc în 2007-2008, inclusiv ascunderea lui Ambriel de către Umbriel la 19 august 2007. [15]

Începând cu 1990, Ariel nu se află într-o rezonanță orbitală cu alți sateliți ai lui Uranus. În trecut, totuși, ar fi putut fi în rezonanță 5: 3 cu Miranda , care apoi ar fi putut fi parțial responsabilă pentru încălzirea ei (deși încălzirea maximă atribuită unei rezonanțe anterioare 1: 3 Umbriel cu Miranda a fost probabil de aproximativ trei ori mai mare ). [16] Ariel ar fi putut fi legat odată în rezonanță 4: 1 cu Titania, de care s-a eliberat ulterior. [17] Evadarea de la o rezonanță de mișcare medie este mult mai ușoară pentru lunile lui Uranus decât pentru cele de la Jupiter sau Saturn , datorită gradului mai mic de strivire a lui Uranus. [17] Această rezonanță, care s-a produs probabil cu aproximativ 3,8 miliarde de ani în urmă, ar fi crescut excentricitatea orbitală a lui Ariel, ducând la frecare mareică datorită forțelor mareice ale lui Uranus. Acest lucru poate fi cauzat încălzirea părților interioare ale lunii 20 K. [17]

Compoziție și structură internă

Ariel este a patra cea mai mare dintre lunile lui Uranus și poate avea a treia cea mai mare masă . [18] [19] Densitatea este de 1,66 g / cm³, [20] ceea ce înseamnă că este alcătuită din părți aproximativ egale de apă cu gheață și o componentă densă fără gheață. [21] Acesta din urmă ar putea consta din roci și material carbonos care conține compuși organici grei cunoscuți sub numele de toline . [11] Prezența gheții de apă este coroborată de observații spectroscopice în infraroșu care au dezvăluit gheață de apă cristalină pe suprafața lunii. [12] Liniile de absorbție a gheții de apă sunt mai puternice în cap decât în ​​coadă. [12] Cauza acestei asimetrii nu este cunoscută, dar poate fi legată de bombardarea particulelor încărcate din magnetosfera lui Uranus , care este mai puternică în emisfera cozii (datorită co-rotației plasmei). [12] Particulele de energie tind să pulverizeze gheața de apă, să descompună metanul prins în gheață sub formă de clatrat hidratat și să ascundă alte organice, lăsând în urmă un reziduu întunecat bogat în carbon. [12]

În afară de apă, singurul alt compus identificat pe suprafața lui Ariel prin spectroscopie în infraroșu este dioxidul de carbon (CO 2 ), care este concentrat în principal în emisfera cozii. Printre sateliții lui Uranus, Ariel prezintă cele mai mari dovezi spectroscopice ale CO 2 [12] și a fost primul pe care a fost descoperit acest compus. [12] Originea dioxidului de carbon nu este pe deplin clară. Ar putea fi produs local din carbonați sau materiale organice sub influența particulelor energetice încărcate din magnetosfera lui Uranus sau din radiația solară ultravioletă . Această ipoteză ar explica asimetria în distribuția sa, având în vedere că emisfera cozii este supusă unei influențe magnetosferice mai intense decât cea de cap. O altă posibilă sursă este degazarea CO 2 primordial prins de gheața de apă din interiorul Ariel. Eliberarea de CO 2 din interior poate fi legată de activitatea geologică din trecut pe această lună. [12]

Având în vedere dimensiunea sa, compoziția rocă / gheață și posibila prezență a sării sau amoniacului în soluție pentru a reduce punctul de îngheț al apei, interiorul lui Ariel poate fi diferențiat într-un miez stâncos înconjurat de o manta înghețată. [21] Dacă acesta este cazul, raza nucleului (372 km) este de aproximativ 64% din raza lunii, iar masa sa este de aproximativ 56% din masa lunii; parametrii sunt dictati de compozitia lunii. Presiunea în centrul Ariel este de aproximativ 0,3 GPa (3,0 kbar ). [21] Starea mantalei de gheață este neclară, deși se consideră că este puțin probabilă existența unui ocean subteran. [21]

Suprafaţă

Cea mai înaltă rezoluție a imaginii color Ariel realizată de Voyager 2. Canioanele acoperite cu câmpii netede sunt vizibile în dreapta jos. Craterul luminos Laica se află în partea stângă jos.

Albedo și culoare

Ariel este cea mai strălucitoare dintre lunile lui Uranus. [22] Suprafața sa prezintă un efect de opoziție : reflectivitatea scade de la 53% la un unghi de fază de 0 ° ( albedo geometric ) la 35% la un unghi de aproximativ 1 °. Albedo-ul Bond al lui Ariel este de aproximativ 23%, cel mai mare dintre sateliții lui Uranus. [22] Suprafața lui Ariel are, în general, o culoare neutră. [23] Poate exista o asimetrie între emisfera capului și a cozii; [24] al doilea pare a fi cu 2% mai roșu decât primul. [23] [24] [25] Suprafața lui Ariel nu prezintă, în general, nicio corelație între albedo și geologie pe de o parte și culoare pe de altă parte. De exemplu, canioanele au aceeași culoare cu terenul craterat. Cu toate acestea, depozitele de impact clar în jurul unor cratere recente sunt ușor mai albastre la culoare. [23] [24] Există, de asemenea, unele pete ușor albastre, care nu corespund niciunei caracteristici de suprafață cunoscute. [24]

Caracteristicile suprafeței

Suprafața lui Ariel arată observarea a trei tipuri de terenuri: cratere, reliefuri și câmpii. [26] Structurile geologice majore sunt craterele de impact , canioanele , escarpările de defecte , crestele și depresiunile. [27]

Graben (Rift) lângă terminatorul Ariel. Fundul este acoperit cu material neted, probabil extrudat din subsol prin criovolcanism . Mai multe dintre ele sunt tăiate de brazde sinuoase, de exemplu Sprite și Leprechaun Valles, deasupra și dedesubtul horstului triunghiular din partea de jos.

Craterland, o suprafață ondulată acoperită cu numeroase cratere de impact care înconjoară polul sudic al lui Ariel, este cea mai veche și mai extinsă unitate geologică. [26] Este străbătut de o rețea de escarpe de defect, canioane (grabene) și creste abrupte, în special în latitudinile medii ale emisferei sudice. [26] Canioanele, cunoscute și sub numele de chasmata, [28] reprezintă probabil grabenul format prin procese tectonice, rezultat din stresurile cauzate de înghețarea apei (sau a amoniacului apos) în interiorul lunii. [11] Au o lățime de 15-50 km și se extind în direcția est sau nord-est. [26] Fundul mai multor canioane este convex și crește 1-2 km. [28] Uneori, fundul este separat de pereții canionului prin caneluri de aproximativ 1 km lățime. [28] Grabenii mai mari au caneluri (numite valles ) care se desfășoară de-a lungul crestelor fundului lor convex. [11] Cel mai lung canion este Chasma Kachina , de peste 620 km (se extinde până la emisfera Ariel pe care Voyager 2 nu a văzut-o iluminată). [27] [29]

Al doilea tip de teren, cel al reliefurilor, constă din fâșii de creste și goluri care se întind pe sute de kilometri. Relieful delimitează pământul craterelor și îl taie în poligoane. În fiecare fâșie (până la 25-70 km lățime), există creste individuale și jgheaburi de până la 200 km lungime și 10-35 km distanță. Aceste benzi sunt adesea continuări ale canioanelor, sugerând că ar putea fi o formă modificată de graben sau rezultatul unei reacții diferite a crustei la aceleași tensiuni, cum ar fi fractura fragilă . [26]

Harta Ariel în culoare falsă. Craterul non-circular proeminent (dedesubt și în stânga centrului) este Yangoor . O parte din aceasta a fost distrusă în timpul formării terenurilor de relief prin procese tectonice.

Cele mai recente terenuri observate pe Ariel sunt câmpiile joase - zone relativ joase și netede care trebuie să se fi format pe o perioadă lungă de timp, judecând după diversitatea craterelor lor. [26] Câmpiile se află la baza canioanelor și, într-o depresiune neregulată, în mijlocul terenului craterat. [11] În ultimul caz, acestea sunt separate de terenul craterat prin limite clare, care în unele cazuri apar într-o formă lobată. [26] Câmpiile provin cel mai probabil din procesele vulcanice; geometria liniară a gurilor lor îi face să semene cu vulcanii de scut terestru , iar marginile topografice distincte indică faptul că lichidul erupt a fost foarte vâscos, poate o soluție super-răcită de apă-amoniac sau vulcanismul de gheață solid. [28] Grosimea acestor cursuri ipotetice de criolava este estimată în ordinea a 1–3 km. [28] Prin urmare, canioanele trebuie să se fi format într-un moment în care reabilitarea endogenă a suprafeței era încă în curs pe Ariel. [26]

Ariel pare să fie uniform craterat în raport cu alte luni ale lui Uranus; [11] lipsa relativă a craterelor extinse [30] [31] indică faptul că suprafața sa nu datează de la formarea sistemului solar: aceasta înseamnă că Ariel, la un moment dat din istoria sa, trebuie să fi fost „resurfatat” complet . [26] Se crede că activitatea geologică trecută a lui Ariel a fost influențată de forțele mareelor într-un moment în care orbita sa era mai excentrică decât cea măsurată pentru prima dată. [17] Cel mai mare crater de pe Ariel, Yangoor , are o lățime de doar 78 km [27] și prezintă semne de deformare ulterioară. Toate craterele mari Ariel au funduri turtite și vârfuri centrale, iar unele sunt înconjurate de depuneri luminoase de material ejectat. Multe cratere sunt poligonale, indicând faptul că aspectul lor a fost influențat de structura crustală preexistentă. În câmpiile craterate există câteva pete luminoase mari (aproximativ 100 km în diametru), care pot fi cratere de impact degradate. Dacă acesta este cazul, acestea ar fi similare cu programele de pe Ganymede , o lună a lui Jupiter. [26] O depresiune circulară cu diametrul de 245 km situată la 10 ° S 30 ° E este considerată a fi o structură de impact extrem de degradată. [32]

Origine și evoluție

Se crede că Ariel a fost format dintr-un disc de acumulare sau o nebuloasă secundară: un disc de gaz și praf existent în jurul lui Uranus de ceva timp după formarea sa sau creat de impactul gigantic care a dat cel mai probabil planetei înclinarea considerabilă. [33] Compoziția precisă a nebuloasei secundare este necunoscută; cu toate acestea, densitatea mai mare a lunilor lui Uranus comparativ cu cele ale lui Saturn indică faptul că este posibil să fi fost relativ săracă în apă. [11] [12] [34] Cantități semnificative de carbon și azot ar fi putut fi prezente sub formă de monoxid de carbon (CO) și azot molecular (N 2 ) în locul metanului și amoniacului . [33] Sateliții formate în această nebuloasă ar conține mai puțin de gheață de apă (cu CO și N2 prins ca clatrat) și mai rocă, explicând astfel densitatea mai mare. [11]

Procesul de acumulare a durat probabil câteva mii de ani înainte ca luna să se formeze pe deplin. [33] Modelele sugerează că impacturile care au însoțit acreția au făcut ca stratul exterior al lui Ariel să se încălzească, atingând o temperatură maximă de aproximativ 195 K la o adâncime de aproximativ 31 km. [35] După încheierea formării, stratul subsolului s-a răcit, în timp ce interiorul lui Ariel s-a încălzit din cauza degradării elementelor radioactive prezente în rocile sale. [11] Stratul răcit de lângă suprafață s-a contractat, în timp ce interiorul s-a extins. Acest lucru a provocat tensiuni interne severe în scoarța lunară, ajungând la 30 MPa , ceea ce ar fi putut duce la crăpături. [36] Unele dintre escarpările și canioanele de defecte de astăzi pot fi rezultatul acestui proces, [26] care a durat 200 de milioane de ani. [36]

Încălzirea inițială datorată acumulării împreună cu decăderea continuă a elementelor radioactive și frecarea probabilă a mareelor ​​ar fi putut duce la topirea gheții dacă ar exista un antigel precum amoniac (sub formă de hidrat) sau sare. [35] Topirea poate fi dus la separarea gheții de roci și la formarea unui miez stâncos înconjurat de o manta înghețată. [21] La limita dintre miez și mantie s-ar fi format un strat de apă lichidă (ocean) bogat în amoniac dizolvat. Temperatura eutectică a acestui amestec este de 176 K. [21] Oceanul, totuși, este probabil să fi fost înghețat pentru o lungă perioadă de timp. Înghețarea apei a dus probabil la extinderea interiorului, ceea ce ar fi putut determina ca canioanele să formeze și să distrugă suprafața veche. [26] Din ocean, lichidele ar fi putut să erupă la suprafață, inundând fundul canioanelor într-un proces cunoscut sub numele de criovolcanism . [35]

Modelarea termică a lui Dione , o lună a lui Saturn, similară cu Ariel în ceea ce privește dimensiunea, densitatea și temperatura suprafeței, indică faptul că convecția în stare solidă ar fi putut dura în interiorul Ariel timp de miliarde de ani și că temperaturile depășesc 173 K (punctul de topire al amoniacului apos) ) ar fi putut persista în apropierea suprafeței sale timp de câteva sute de milioane de ani după formare și aproximativ un miliard de ani în zonele cele mai apropiate de nucleu. [26]

Observare și explorare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: explorarea lui Uranus .
Imagine a lui Ariel, cu umbra lui, tranzitând în fața lui Uranus, făcută de HST

Magnitudinea aparentă a lui Ariel este de 14,4; [37] similară cu cea a lui Pluto lângă periheliu . Cu toate acestea, în timp ce Pluto poate fi văzut printr-un telescop cu deschidere de 30 cm, [38] Ariel, datorită apropierii sale de strălucirea lui Uranus, nu este adesea vizibilă la telescoapele cu o deschidere de 40 cm. [39]

Singurele imagini din prim plan ale lui Ariel au fost obținute de nava spațială Voyager 2, care a fotografiat luna în timpul zborului către Uranus în ianuarie 1986. Ariel's Voyager 2 127 000 km , semnificativ mai mică decât distanța sondei de toate celelalte luni ale lui Uranus, cu excepția lui Miranda. [40] Cele mai bune imagini Ariel au o rezoluție spațială de aproximativ 2 km. [26] Acoperă aproximativ 40% din suprafață, dar numai 35% au fost fotografiate cu calitatea necesară pentru cartografierea geologică și numărarea craterelor. [26] La momentul zburării, emisfera sudică a lui Ariel (ca și cea a celorlalte luni) era orientată spre soare, astfel încât emisfera nordică (întunecată) nu putea fi studiată. [11] Nicio altă navă spațială nu a vizitat vreodată sistemul Uranus și nu este planificată nicio misiune în Uranus și lunile sale. [41] Posibilitatea trimiterii sondei Cassini la Uranus a fost evaluată în faza de planificare pentru o posibilă extindere a misiunii. [42] Ar fi trebuit aproximativ douăzeci de ani pentru a ajunge la sistemul Uranus după plecarea de la Saturn. [42] Informații detaliate în limba engleză cu privire la studiile misiunilor în sistemul solar sunt publicate în documentația Planetary Science Decadal Survey .

Tranzitele

Pe 26 iulie 2006, Telescopul Spațial Hubble a capturat un tranzit rar făcut de Ariel în fața lui Uranus, care arunca o umbră care putea fi văzută în vârful norului Uranus. Astfel de evenimente sunt rare și apar doar în jurul echinocțiilor , atunci când planul orbital al lunii din jurul Uranus este înclinat 98 ° față de planul orbital al lui Uranus în jurul Soarelui. [43] Un alt tranzit a fost înregistrat în 2008 de Observatorul European austral . [44]

Notă

  1. ^ Ariel , în Dicționar de științe fizice , Institutul enciclopediei italiene, 1996. Accesat la 27 ianuarie 2018 .
  2. ^ a b ( EN ) W. Lassell, Despre sateliții interiori ai lui Uranus , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 12, 1851, pp. 15-17.
  3. ^ (EN) William Herschel, Despre descoperirea a patru sateliți suplimentari din Georgium Sidus; Anunțată mișcarea retrogradă a sateliților săi vechi; Și cauza dispariției lor la anumite distanțe de pe planetă explicată , în Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 88, 1798, pp. 47–79, DOI : 10.1098 / rstl.1798.0005 .
  4. ^ (EN) William Herschel, Despre descoperirea a patru sateliți suplimentari din Georgium Sidus; Anunțată mișcarea retrogradă a sateliților săi vechi; Și cauza dispariției lor la anumite distanțe de pe planetă explicată , în Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 88, 1798, pp. 47–79, DOI : 10.1098 / rstl.1798.0005 .
  5. ^ ( EN ) O. Struve, Note on the Satellites of Uranus , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 8, nr. 3, 1848, pp. 44–47.
  6. ^ (EN) William Lassell, Scrisoare către editor [descoperirea a doi sateliți ai lui Uranus] , în Astronomical Journal, vol. 2, nr. 33, Princeton, decembrie 1851, p. 70, DOI : 10.1086 / 100198 .
  7. ^ Phillip S. Harrington, Cosmic Challenge: The Ultimate Observing List for Amateurs , Cambridge University Press, 2011, p. 364, ISBN 978-0-521-89936-9 .
  8. ^ (EN) Gerard P. Kuiper, Al cincilea satelit al lui Uranus , în Publicațiile Societății Astronomice din Pacific, Vol. 61, nr. 360, iunie 1949, p. 129, DOI : 10.1086 / 126146 .
  9. ^ Cele cinci luni majore sunt Miranda , Ariel, Umbriel , Titania și Oberon .
  10. ^ (EN) Parametrii orbitali mediali ai satelitului planetar , Laboratorul de propulsie cu jet, Institutul de Tehnologie din California, ianuarie 1990.
  11. ^ a b c d e f g h i j ( EN ) BA Smith, Voyager 2 in the Uranian system - Imaging science results , în Science , vol. 233, iulie 1986, p. 43-64.
  12. ^ a b c d e f g h i j k ( EN ) WM Grundya, Distribuții de gheață H2O și CO2 pe Ariel, Umbriel, Titania și Oberon din observațiile IRTF / SpeX , în Icarus , vol. 184, octombrie 2006, p. 543-555.
  13. ^ (EN) Norman F. Ness, Câmpuri magnetice la Uranus , în Știință , vol. 233, 4 iulie 1986, pp. 85-89.
  14. ^ (EN) S. M Krimigis, The Magnetosphere of Uranus: Hot plasma and radiation Environment , în Știință , vol. 233, nr. 4759, 4 iulie 1986, pp. 97–102, DOI : 10.1126 / science.233.4759.97 , ISSN 0036-8075 ( WC ACNP ) , PMID 17812897 .
  15. ^ (EN) C. Miller, Rezolvarea parametrilor dinamici ai ocultărilor din august 2007 Titania și Ariel de către Umbriel în Icarus, vol. 200, martie 2009, p. 343-346.
  16. ^ (EN) William C. Tittemore, Evoluția mareelor ​​sateliților uranieni. III - Evoluție prin Miranda-Umbriel 3: 1, Miranda-Ariel 5: 3 și Ariel-Umbriel 2: 1 comensurabilități de mișcare medie , în Icarus (ISSN 0019-1035) , vol. 85, iunie 1990, p. 394-443.
  17. ^ A b c d (EN) William C. Tittemore, Tidal încălzirea lui Ariel, în Icarus, vol. 87, septembrie 1990, p. 110-139.
  18. ^ Datorită erorii de măsurare curente, nu se știe încă cu siguranță dacă Ariel este mai greu decât Umbriel.
  19. ^ (EN) Laboratorul de propulsie cu jet (dinamica sistemului solar), Parametrii fizici ai satelitului planetar pe ssd.jpl.nasa.gov, 28 mai 2009.
  20. ^ (EN) RA Jacobson, Masele lui Uranus și sateliții săi majori din data de urmărire Voyager și satelitul de date uranian bazat pe pământ , în Astronomical Journal, vol. 103, iunie 1992, p. 2068-2078.
  21. ^ a b c d e f ( EN ) Hauke ​​Hussmann, Oceanele de sub suprafață și interioare adânci ale sateliților planetei de dimensiuni medii și obiecte mari trans-neptuniene. , în Icar , vol. 185, noiembrie 2006, p. 258-273.
  22. ^ A b (EN) Erich Karkoschka, Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope , în Icarus, vol. 151, mai 2001, p. 51-68.
  23. ^ a b c ( EN ) JF Bell, O căutare a unităților spectrale pe sateliții uranieni folosind imagini cu raport de culoare , în Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Houston, TX, 12-16 martie , Houston, 1990.
  24. ^ a b c d ( EN ) BJ Buratti, Albedo global comparativ și hărți color ale sateliților uranieni , în Icarus , vol. 90, martie 1991, p. 1-13.
  25. ^ Culoarea este determinată de raportul albedo observat prin verde ( 0,52-0,59 μm ) și violet ( 0,38-0,45 μm ) a filtrelor Voyager.
  26. ^ a b c d e f g h i j k l m n o ( EN ) JB Plescia, Terenuri geologice și frecvențe ale craterelor pe Ariel , în Natură (ISSN 0028-0836) , vol. 327, mai 1987, p. 201-204.
  27. ^ a b c Nomenclatura Rezultatele căutării: Ariel , în Gazetteer of Planetary Nomenclature .
  28. ^ a b c d e ( EN ) Schenk, Paul M., Fluid vulcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition , în Journal of Geophysical Research , vol. 96, B2, 1991, pp. 1887-1906.
  29. ^ Ted Stryk, Revealing the night faces of Uranus ' moon, Emily Lakdawalla (ed.), The Planetary Society Blog , Planetary Society , 13 martie 2008. Accesat la 25 februarie 2012 .
  30. ^ Densitatea suprafeței craterelor Ariel cu diametrul mai mare de 30 km variază de la 20 la 70 per milion de km², în timp ce este de aproximativ 1800 pentru Oberon și Umbriel.
  31. ^ JB Plescia, Geology and Cratering History of Ariel , în Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference , vol. 18, 1987, p. 788, Bibcode : 1987LPI .... 18..788P .
  32. ^ (EN) JM Moore, Caracteristici de impact mari pe sateliții de gheață de dimensiuni medii (PDF), în Icarus, vol. 171, 2004, p. 421–43, Bibcode : 2004Icar..171..421M. , DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.05.009 .
  33. ^ a b c ( EN ) O. Mousis, Modelarea condițiilor termodinamice în subnebula Uraniană - Implicații pentru compoziția regulată a satelitului , în Astronomie și astrofizică , vol. 413, ianuarie 2004, p. 373-380.
  34. ^ De exemplu, Teti , o lună a lui Saturn, are o densitate de 0,97 g / cm 3 , ceea ce înseamnă că este compus din peste 90% apă.
  35. ^ A b c (EN) Steven W. Squyres, Încălzirea acrețională a sateliților Saturn și Uranus , în Journal of Geophysical Research , vol. 93, august 1988, p. 8779-8794.
  36. ^ a b ( EN ) John Hillier, Tectonica stresului termic pe sateliții Saturn și Uranus , în Journal of Geophysical Research , vol. 96, august 1991, p. 15.665-15.674.
  37. ^ ( EN ) J. Arlot, Predictions and observations of events and configurations occurring during the Uranian equinox satellites ( PDF ), in Planetary and Space Science , vol. 56, 2008, Bibcode : 2008P&SS...56.1778A. , DOI : 10.1016/j.pss.2008.02.034 .
  38. ^ This month Pluto's apparent magnitude is m=14.1. Could we see it with an 11" reflector of focal length 3400 mm? , su science.edu.sg , Singapore Science Centre. URL consultato il 25 marzo 2007 (archiviato dall' url originale l'11 novembre 2005) .
  39. ^ Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian, The Elusive Moons of Uranus , su skyandtelescope.com , Sky & Telescope . URL consultato il 4 gennaio 2011 (archiviato dall' url originale il 26 agosto 2011) .
  40. ^ ( EN ) EC Stone, The Voyager 2 Encounter With Uranus , in Journal of Geophysical Research , vol. 92, 1987, p. 14,873-76, Bibcode : 1987JGR....9214873S. , DOI : 10.1029/JA092iA13p14873 .
  41. ^ Missions to Uranus , su solarsystem.nasa.gov , NASA Solar System Exploration, 2010. URL consultato l'11 gennaio 2011 (archiviato dall' url originale il 26 agosto 2011) .
  42. ^ a b Bob Pappalardo, Cassini Proposed Extended-Extended Mission (XXM) ( PDF ), su lpi.usra.edu , 9 marzo 2009. URL consultato il 20 agosto 2011 .
  43. ^ Uranus and Ariel , su hubblesite.org , Hubblesite (News Release 72 of 674), 26 luglio 2006. URL consultato il 14 dicembre 2006 .
  44. ^ Uranus and satellites , su eso.org , European Southern Observatory, 2008. URL consultato il 27 novembre 2010 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh94005239
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Ariel_(astronomia)&oldid=122371444 "