stringtranslate.com

Ариэль (луна)

Ариэль — четвёртый по величине спутник Урана . Ариэль вращается в экваториальной плоскости Урана , которая почти перпендикулярна орбите Урана, поэтому у спутника выраженный сезонный цикл.

Он был открыт 24 октября 1851 года [11] Уильямом Ласселом и назван в честь персонажа из двух разных произведений литературы. По состоянию на 2019 год большая часть подробных знаний об Ариэле получена из единственного пролета Урана, выполненного космическим зондом Voyager 2 в 1986 году, которому удалось сфотографировать около 35% поверхности луны. В настоящее время нет активных планов вернуться для более детального изучения луны, хотя были предложены различные концепции, такие как Uranus Orbiter и Probe .

После Миранды , Ариэль является вторым по близости из пяти основных круглых спутников Урана . Среди 20 известных сферических лун Солнечной системы он является самым маленьким (по диаметру он занимает 14-е место), и считается, что он состоит примерно из равных частей льда и каменистого материала. Его масса примерно равна по величине гидросфере Земли .

Как и все луны Урана, Ариэль, вероятно, образовался из аккреционного диска , который окружал планету вскоре после ее образования, и, как и другие крупные луны, он, вероятно, дифференцирован , с внутренним ядром из камня, окруженным мантией из льда. Ариэль имеет сложную поверхность, состоящую из обширной кратерированной местности, прорезанной системой уступов , каньонов и хребтов . Поверхность демонстрирует признаки более поздней геологической активности, чем другие луны Урана, скорее всего, из-за приливного нагрева .

Открытие и название

Открыт 24 октября 1851 года Уильямом Ласселом и назван в честь небесного духа из поэмы Александра Поупа 1712 года «Похищение локона» и пьесы Шекспира « Буря» .

И Ариэль, и немного более крупный спутник Урана Умбриэль были открыты Уильямом Ласселом 24 октября 1851 года. [12] [13] Хотя Уильям Гершель , открывший два крупнейших спутника Урана Титанию и Оберон в 1787 году, утверждал, что наблюдал четыре дополнительных спутника, [14] это никогда не было подтверждено, и эти четыре объекта теперь считаются ложными. [15] [16] [17]

Все луны Урана названы в честь персонажей из произведений Уильяма Шекспира или «Похищение локона» Александра Поупа . Имена всех четырех известных тогда спутников Урана были предложены Джоном Гершелем в 1852 году по просьбе Лассела, [18] хотя неизвестно, придумал ли Гершель названия или это сделал Лассел, а затем запросил разрешение Гершеля. [19] Ариэль назван в честь главной сильфиды в «Похищении локона» . [20] Это также имя духа, который служит Просперо в «Буре» Шекспира . [21] Луна также обозначена как Уран I. [13]

Орбита

Среди пяти основных лун Урана Ариэль является второй по близости к планете, вращаясь на расстоянии около 190 000 км. [f] Его орбита имеет небольшой эксцентриситет и очень мало наклонена относительно экватора Урана. [3] Его орбитальный период составляет около 2,5 земных суток, что совпадает с его периодом вращения . Это означает, что одна сторона луны всегда обращена к планете; состояние, известное как приливной замок . [22] Орбита Ариэля полностью лежит внутри магнитосферы Урана . [8] Задние полушария (те, которые обращены в сторону от своих направлений орбиты) безвоздушных спутников, вращающихся внутри магнитосферы, таких как Ариэль, подвергаются воздействию магнитосферной плазмы, вращающейся вместе с планетой. [23] Эта бомбардировка может привести к потемнению задних полушарий, наблюдаемому для всех лун Урана, за исключением Оберона (см. ниже). [8] Ариэль также захватывает магнитосферные заряженные частицы, создавая выраженный спад в количестве энергичных частиц вблизи орбиты луны, наблюдаемый Вояджером-2 в 1986 году. [24]

Поскольку Ариэль, как и Уран, вращается вокруг Солнца почти на боку относительно своего вращения, его северное и южное полушария обращены либо прямо к Солнцу, либо прямо от него в солнцестояния . Это означает, что он подвержен экстремальному сезонному циклу; так же, как полюса Земли видят постоянную ночь или день вокруг солнцестояний, полюса Ариэля видят постоянную ночь или день в течение половины уранианского года (42 земных года), при этом Солнце восходит близко к зениту над одним из полюсов в каждое солнцестояние. [8] Пролет Вояджера -2 совпал с летним солнцестоянием 1986 года, когда почти все северное полушарие было темным. Раз в 42 года, когда у Урана равноденствие и его экваториальная плоскость пересекает Землю, становятся возможными взаимные покрытия лун Урана. Ряд таких событий произошел в 2007–2008 годах, включая покрытие Ариэля Умбриэлем 19 августа 2007 года. [25]

В настоящее время Ариэль не участвует ни в каком орбитальном резонансе с другими спутниками Урана. Однако в прошлом он мог находиться в резонансе 5:3 с Мирандой , что могло быть частично ответственно за нагрев этой луны (хотя максимальный нагрев, приписываемый бывшему резонансу 1:3 Умбриэля с Мирандой, вероятно, был примерно в три раза больше). [26] Ариэль мог когда-то быть запертым в резонансе 4:1 с Титанией, из которого он позже вырвался. [27] Избежать резонанса среднего движения гораздо проще для лун Урана, чем для лун Юпитера или Сатурна , из-за меньшей степени сплющенности Урана . [27] Этот резонанс, который, вероятно, произошел около 3,8 миллиарда лет назад, увеличил бы эксцентриситет орбиты Ариэля , что привело бы к приливному трению из-за изменяющихся во времени приливных сил со стороны Урана. Это могло бы вызвать нагревание внутренней части Луны на целых 20  К. [27]

Состав и внутренняя структура

Сравнение размеров Земли , Луны и Ариэля.

Ариэль является четвертым по величине из спутников Урана по размеру и массе . Это также 14-й по величине спутник в Солнечной системе . Плотность спутника составляет 1,52 г/см3 , что указывает на то, что он состоит примерно из равных частей водяного льда и плотного неледяного компонента. [28] Последний может состоять из скальных и углеродистых материалов, включая тяжелые органические соединения, известные как толины . [22] Наличие водяного льда подтверждается инфракрасными спектроскопическими наблюдениями, которые выявили кристаллический водяной лед на поверхности спутника, который является пористым и, таким образом, передает мало солнечного тепла слоям ниже. [8] [29] Полосы поглощения водяного льда сильнее на ведущем полушарии Ариэля, чем на его ведомом полушарии. [8] Причина этой асимметрии неизвестна, но она может быть связана с бомбардировкой заряженными частицами из магнитосферы Урана , которая сильнее на заднем полушарии (из-за совместного вращения плазмы). [8] Энергичные частицы имеют тенденцию распылять водяной лед, разлагать метан, заключенный во льду в виде клатратного гидрата , и затемнять другие органические вещества, оставляя темный, богатый углеродом остаток . [8]

Кроме воды, на поверхности Ариэля с помощью инфракрасной спектроскопии были обнаружены два других соединения . Первое — это углекислый газ (CO 2 ), который в основном сконцентрирован в его заднем полушарии. Ариэль демонстрирует самые сильные спектроскопические доказательства наличия CO 2 среди всех спутников Урана [8] и был первым спутником Урана, на котором было обнаружено это соединение. [8] Происхождение углекислого газа не совсем ясно. Он может быть произведен локально из карбонатов или органических материалов под воздействием энергичных заряженных частиц, исходящих из магнитосферы Урана или солнечного ультрафиолетового излучения. Эта гипотеза объяснила бы асимметрию в его распределении, поскольку заднее полушарие подвержено более интенсивному магнитосферному влиянию, чем ведущее полушарие. Другим возможным источником является выделение первичного CO 2 , захваченного водяным льдом в недрах Ариэля. Утечка CO 2 из недр может быть связана с прошлой геологической активностью на этом спутнике. [8]

Второе соединение, идентифицированное по его характеристике на длине волны 2,2 мкм на Ариэле, — это аммиак , который распределен более или менее однородно по поверхности. Присутствие аммиака может указывать на то, что Ариэль был геологически активен в недавнем прошлом. [30]

Учитывая его размер, состав камня/льда и возможное присутствие соли или аммиака в растворе для понижения точки замерзания воды, внутренняя часть Ариэля может быть дифференцирована на скалистое ядро , окруженное ледяной мантией . [28] Если это так, радиус ядра (372 км) составляет около 64% ​​радиуса луны, а его масса составляет около 56% массы луны — параметры диктуются составом луны. Давление в центре Ариэля составляет около 0,3  ГПа (3  кбар ). [28] Текущее состояние ледяной мантии неясно. Существование подповерхностного океана в настоящее время считается возможным, [31] хотя исследование 2006 года предполагает, что одного радиогенного нагрева было бы недостаточно, чтобы допустить его. [28] Другие научные исследования пришли к выводу, что активный подводный океан возможен для 4 крупнейших лун Урана. [32] [33] [34]

Поверхность

Видно нижнее полушарие Ариэля, красноватое и темное, с трещинами и кратерами по краям.
Цветное изображение Ариэля с самым высоким разрешением, полученное Voyager 2. Каньоны с дном, покрытым гладкими равнинами, видны в правом нижнем углу. Яркий кратер Лайка находится в левом нижнем углу.

Альбедо и цвет

Ариэль — самый отражающий из спутников Урана. [7] Его поверхность показывает оппозиционный всплеск : отражательная способность уменьшается с 53% при фазовом угле 0° ( геометрическое альбедо ) до 35% при угле около 1°. Альбедо Бонда Ариэля составляет около 23% — самое высокое среди спутников Урана. [7] Поверхность Ариэля в целом имеет нейтральный цвет. [35] Может быть асимметрия между ведущим и ведомым полушариями; [36] последнее кажется краснее первого на 2%. [g] Поверхность Ариэля в целом не демонстрирует никакой корреляции между альбедо и геологией с одной стороны и цветом с другой. Например, каньоны имеют тот же цвет, что и кратерированная местность. Однако яркие ударные отложения вокруг некоторых свежих кратеров немного более голубые по цвету. [35] [36] Также есть несколько слегка голубых пятен, которые не соответствуют ни одной известной особенности поверхности. [36]

Поверхностные характеристики

Наблюдаемую поверхность Ариэля можно разделить на три типа рельефа: кратерированный рельеф, хребтовый рельеф и равнины. [37] Основными особенностями поверхности являются ударные кратеры , каньоны , сбросовые уступы , хребты и впадины . [38]

темные, угловатые черты, разрезанные плавными оврагами на треугольники, контрастирующие с солнечным светом
Грабен (каньон) около терминатора Ариэля . Их дно покрыто гладким материалом, возможно, выдавленным снизу посредством криовулканизма . Некоторые из них прорезаны извилистыми центральными канавками, например, долины Спрайта и Лепрекона выше и ниже треугольного горста около дна.

Кратерная местность, холмистая поверхность, покрытая многочисленными ударными кратерами и сосредоточенная на южном полюсе Ариэля, является старейшей и наиболее географически обширной геологической единицей Луны . [37] Она пересекается сетью уступов, каньонов (грабенов) и узких хребтов, в основном встречающихся в средних южных широтах Ариэля. [37] Каньоны, известные как каньоны , [39], вероятно, представляют собой грабены , образованные растяжением , которое возникло в результате глобальных растягивающих напряжений, вызванных замерзанием воды (или водного аммиака) в недрах Луны (см. ниже). [22] [37] Они имеют ширину 15–50 км и простираются в основном в восточном или северо-восточном направлении. [37] Дно многих каньонов выпуклое; поднимается на 1–2 км. [39] Иногда дно отделено от стен каньонов канавками (желобами) шириной около 1 км. [39] Самые широкие грабены имеют канавки, проходящие вдоль гребней их выпуклых днов, которые называются долинами . [22] Самый длинный каньон — Качина Чазма , длиной более 620 км (эта особенность простирается до полушария Ариэля, которое Вояджер-2 не видел освещенным). [38] [40]

Второй основной тип рельефа — хребтовый рельеф — включает полосы хребтов и впадин протяженностью в сотни километров. Он ограничивает кратерированную местность и разрезает ее на многоугольники. Внутри каждой полосы, которая может быть шириной от 25 до 70 км, находятся отдельные хребты и впадины длиной до 200 км и на расстоянии от 10 до 35 км друг от друга. Полосы хребтового рельефа часто образуют продолжения каньонов, что позволяет предположить, что они могут быть измененной формой грабена или результатом другой реакции земной коры на те же самые растягивающие напряжения, такие как хрупкое разрушение. [37]

участок наблюдаемой поверхности освещен светло-голубым цветом на фоне пустого диска, представляющего весь диаметр Луны
Карта Ариэля в ложных цветах. Выдающийся некруглый кратер ниже и левее центра — Янгур . Часть его была стерта во время формирования хребтообразного рельефа посредством тектоники растяжения .

Самая молодая местность, наблюдаемая на Ариэле, — это равнины: относительно низменные гладкие области, которые, судя по их различным уровням кратерирования , должны были формироваться в течение длительного периода времени . [37] Равнины находятся на дне каньонов и в нескольких нерегулярных углублениях в середине кратерированного рельефа. [22] В последнем случае они отделены от кратерированного рельефа резкими границами, которые в некоторых случаях имеют дольчатый рисунок. [37] Наиболее вероятным происхождением равнин являются вулканические процессы; их линейная геометрия жерла, напоминающая земные щитовые вулканы , и отчетливые топографические границы предполагают, что извергаемая жидкость была очень вязкой, возможно, переохлажденным раствором воды/аммиака, с возможностью вулканизма твердого льда. [39] Толщина этих гипотетических потоков криолавы оценивается в 1–3 км. [39] Следовательно, каньоны должны были образоваться в то время, когда на Ариэле все еще происходило эндогенное обновление поверхности. [37] Некоторым из этих областей, по-видимому, менее 100 миллионов лет, что позволяет предположить, что Ариэль все еще может быть геологически активным, несмотря на его относительно небольшой размер и отсутствие приливного нагрева. [41]

Ариэль, по-видимому, довольно равномерно кратерирован по сравнению с другими лунами Урана; [22] относительное малое количество крупных кратеров [h] предполагает, что его поверхность не датируется образованием Солнечной системы, что означает, что Ариэль, должно быть, был полностью обновлен в какой-то момент своей истории. [37] Считается, что прошлая геологическая активность Ариэля была вызвана приливным нагревом в то время, когда его орбита была более эксцентричной, чем сейчас. [27] Самый большой кратер, наблюдаемый на Ариэле, Янгур , имеет всего 78 км в поперечнике, [38] и демонстрирует признаки последующей деформации. Все крупные кратеры на Ариэле имеют плоские дна и центральные пики, и лишь немногие из кратеров окружены яркими выбросами. Многие кратеры имеют полигональную форму, что указывает на то, что на их внешний вид повлияла ранее существовавшая структура земной коры. На кратерированных равнинах есть несколько крупных (около 100 км в диаметре) светлых пятен, которые могут быть деградировавшими ударными кратерами. Если это так, то они были бы похожи на палимпсесты на спутнике Юпитера Ганимеде . [ 37] Было высказано предположение, что круглая депрессия диаметром 245 км, расположенная в точке с координатами 10° ю.ш. и 30° в.д., является крупной, сильно деградировавшей ударной структурой. [43]

Происхождение и эволюция

Считается, что Ариэль образовался из аккреционного диска или субтуманности; диска из газа и пыли, который либо существовал вокруг Урана в течение некоторого времени после его образования, либо был создан гигантским ударом, который, скорее всего, придал Урану его большой наклон . [44] Точный состав субтуманности неизвестен; однако более высокая плотность лун Урана по сравнению со лунами Сатурна указывает на то, что она могла быть относительно бедна водой. [i] [22] Значительные количества углерода и азота могли присутствовать в форме оксида углерода (CO) и молекулярного азота (N 2 ), вместо метана и аммиака . [44] Луны, которые образовались в такой субтуманности, содержали бы меньше водяного льда (с CO и N 2, захваченными в виде клатрата) и больше камня, что объясняет более высокую плотность. [22]

Процесс аккреции, вероятно, продолжался несколько тысяч лет, прежде чем луна полностью сформировалась. [44] Модели предполагают, что удары, сопровождающие аккрецию, вызвали нагревание внешнего слоя Ариэля, достигнув максимальной температуры около 195 К на глубине около 31 км. [45] После окончания формирования подповерхностный слой остыл, в то время как внутренняя часть Ариэля нагрелась из-за распада радиоактивных элементов, присутствующих в его породах. [22] Остывающий приповерхностный слой сжался, в то время как внутренняя часть расширилась. Это вызвало сильные растягивающие напряжения в коре луны, достигающие оценок в 30 МПа , что могло привести к растрескиванию. [46] Некоторые современные уступы и каньоны могут быть результатом этого процесса, [37] который длился около 200 миллионов лет. [46]

Первоначальный аккреционный нагрев вместе с продолжающимся распадом радиоактивных элементов и вероятным приливным нагревом могли привести к таянию льда, если присутствовал антифриз , такой как аммиак (в форме гидрата аммиака ) или какая-то соль . [45] Таяние могло привести к отделению льда от горных пород и образованию каменистого ядра, окруженного ледяной мантией. [28] На границе ядра и мантии мог образоваться слой жидкой воды (океана), богатый растворенным аммиаком. Эвтектическая температура этой смеси составляет 176 К. [28] Однако океан, вероятно, замерз давно. Замерзание воды, вероятно, привело к расширению внутренних частей, что могло быть причиной образования каньонов и уничтожения древней поверхности. [37] Жидкости из океана могли извергаться на поверхность, затапливая дно каньонов в процессе, известном как криовулканизм . [45] Более поздний анализ пришел к выводу, что активный океан вероятен для 4 крупнейших лун Урана, в частности, включая Ариэль. [33]

Тепловое моделирование спутника Сатурна Дионы , который похож на Ариэль по размеру, плотности и температуре поверхности, предполагает, что твердотельная конвекция могла существовать в недрах Ариэля в течение миллиардов лет, и что температуры, превышающие 173 К (температура плавления водного аммиака), могли сохраняться вблизи его поверхности в течение нескольких сотен миллионов лет после образования и около миллиарда лет ближе к ядру. [37]

Наблюдение и исследование

планета Уран видна через телескоп Хаббл, ее атмосфера определяется полосами электрического синего и зеленого. Ариэль выглядит как белая точка, парящая над ней, отбрасывая темную тень ниже
Изображение транзита Ариэля по Урану с телескопа HST , с тенью

Видимая величина Ариэля составляет 14,8; [10] подобна величине Плутона вблизи перигелия . Однако, в то время как Плутон можно увидеть в телескоп с апертурой 30 см , [47] Ариэль, из-за своей близости к яркости Урана, часто не виден в телескопы с апертурой 40 см. [48]

Единственные изображения Ариэля крупным планом были получены зондом Voyager 2 , который сфотографировал луну во время пролета мимо Урана в январе 1986 года. Ближайшее сближение Voyager 2 с Ариэлем составило 127 000 км (79 000 миль) — значительно меньше расстояний до всех других лун Урана, за исключением Миранды. [49] Лучшие изображения Ариэля имеют пространственное разрешение около 2 км. [37] Они покрывают около 40% поверхности, но только 35% были сфотографированы с качеством, необходимым для геологического картирования и подсчета кратеров. [37] Во время пролета южное полушарие Ариэля (как и у других лун) было направлено к Солнцу, поэтому северное (темное) полушарие не могло быть изучено. [22] Никакой другой космический аппарат никогда не посещал систему Урана. [50] Возможность отправки космического корабля «Кассини» к Урану оценивалась на этапе планирования продления миссии. [51] Чтобы добраться до системы Урана после отлета от Сатурна, потребовалось бы около двадцати лет, и эти планы были отменены в пользу того, чтобы остаться на Сатурне и в конечном итоге уничтожить космический корабль в атмосфере Сатурна. [51]

Транзиты

26 июля 2006 года космический телескоп Хаббл запечатлел редкий транзит Ариэля по Урану, который отбрасывал тень, видимую на вершинах облаков Урана. Такие события редки и происходят только около равноденствий , поскольку плоскость орбиты Луны вокруг Урана наклонена на 98° к плоскости орбиты Урана вокруг Солнца. [52] Другой транзит в 2008 году был зарегистрирован Европейской южной обсерваторией . [53]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Рассчитано на основе других параметров.
  2. ^ Площадь поверхности, полученная из радиуса r  : .
  3. ^ Объем v, полученный из радиуса r  : .
  4. ^ Поверхностная гравитация, полученная из массы m , гравитационной постоянной G и радиуса r  : .
  5. ^ Скорость убегания, полученная из массы m , гравитационной постоянной G и радиуса r  : 2Gm/r .
  6. Пять основных лун — Миранда , Ариэль, Умбриэль , Титания и Оберон.
  7. ^ Цвет определяется соотношением альбедо, наблюдаемых через зеленый (0,52–0,59 мкм) и фиолетовый (0,38–0,45 мкм) фильтры Вояджера. [35] [36]
  8. ^ Поверхностная плотность кратеров диаметром более 30 км колеблется от 20 до 70 на миллион км 2 на Ариэле, тогда как на Обероне или Умбриэле она составляет около 1800. [42]
  9. ^ Например, Тефия , спутник Сатурна, имеет плотность 0,97 г/см3 , что означает, что он более чем на 90% состоит из воды. [8]

Ссылки

  1. ^ "Ариэль". Словарь Merriam-Webster.com . Merriam-Webster.
  2. ^ ДеКовен (1991) Богатые и странные: гендер, история, модернизм
  3. ^ ab "Средние параметры орбиты планетарного спутника". Лаборатория реактивного движения, Калифорнийский технологический институт.
  4. ^ ab Thomas, PC (1988). «Радиусы, формы и топография спутников Урана по координатам лимба». Icarus . 73 (3): 427–441. Bibcode :1988Icar...73..427T. doi :10.1016/0019-1035(88)90054-1.
  5. ^ Френч, Ричард Г.; Хедман, Мэтью М.; Николсон, Филип Д.; Лонгаретти, Пьер-Ив; МакГи-Френч, Колин А. (15.03.2024). «Система Урана по наблюдениям затмения (1977–2006 гг.): кольца, направление полюса, гравитационное поле и массы Крессиды, Корделии и Офелии». Icarus . 411 : 115957. arXiv : 2401.04634 . Bibcode :2024Icar..41115957F. doi :10.1016/j.icarus.2024.115957. ISSN  0019-1035. S2CID  266900064.
  6. ^ Якобсон (2023), цитируется в French et al. (2024) [5]
  7. ^ abc Каркошка, Эрих (2001). «Комплексная фотометрия колец и 16 спутников Урана с помощью космического телескопа Хаббл». Icarus . 151 (1): 51–68. Bibcode :2001Icar..151...51K. doi :10.1006/icar.2001.6596.
  8. ^ abcdefghijkl Гранди, WM; Янг, LA; Спенсер, JR; Джонсон, RE; Янг, EF; Буйе, MW (октябрь 2006 г.). «Распределение льдов H 2 O и CO 2 на Ариэле, Умбриэле, Титании и Обероне по наблюдениям IRTF/SpeX». Icarus . 184 (2): 543–555. arXiv : 0704.1525 . Bibcode :2006Icar..184..543G. doi :10.1016/j.icarus.2006.04.016. S2CID  12105236.
  9. ^ Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, FM; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (4 июля 1986 г.). "Инфракрасные наблюдения системы Урана". Science . 233 (4759): 70–74. Bibcode :1986Sci...233...70H. doi :10.1126/science.233.4759.70. PMID  17812891. S2CID  29994902.
  10. ^ ab Arlot, J.; Sicardy, B. (2008). «Предсказания и наблюдения событий и конфигураций, происходящих во время равноденствия на Уране» (PDF) . Planetary and Space Science . 56 (14): 1778–1784. Bibcode :2008P&SS...56.1778A. doi :10.1016/j.pss.2008.02.034.
  11. The Times 24 октября 2024 г., стр. 25 «В этот день».
  12. ^ Лассел, У. (1851). «О внутренних спутниках Урана». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 12 : 15–17. Bibcode :1851MNRAS..12...15L. doi : 10.1093/mnras/12.1.15 .
  13. ^ ab Lassel, William (декабрь 1851 г.). «Письмо Уильяма Лассела, эсквайра, редактору». Astronomical Journal . 2 (33): 70. Bibcode : 1851AJ......2...70L. doi : 10.1086/100198.
  14. Гершель, Уильям старший (1 января 1798 г.). «Об открытии четырех дополнительных спутников Георгия Сидуса. Объявлено ретроградное движение его старых спутников и объяснена причина их исчезновения на определенных расстояниях от планеты». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 88 : 47–79. Bibcode : 1798RSPT...88...47H. doi : 10.1098/rstl.1798.0005 .
  15. Струве, О. (1848). «Заметка о спутниках Урана». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 8 (3): 44–47. Bibcode : 1848MNRAS...8...43L. doi : 10.1093/mnras/8.3.43 .
  16. ^ Холден, ES (1874). «О внутренних спутниках Урана». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 35 : 16–22. Bibcode :1874MNRAS..35...16H. doi : 10.1093/mnras/35.1.16 .
  17. ^ Лассел, В. (1874). «Письмо о статье профессора Холдена о внутренних спутниках Урана». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 35 : 22–27. Bibcode :1874MNRAS..35...22L. doi : 10.1093/mnras/35.1.22 .
  18. ^ Лассел, В. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satellite». Astronomische Nachrichten (на немецком языке). 34 : 325. Бибкод : 1852AN.....34..325.
  19. ^ Пол, Ричард (2014). «Шекспировские луны Урана». folger.edu . Библиотека Фолгера Шекспира . Получено 25 февраля 2024 г. .
  20. ^ Харрингтон, Филлип С. (2011). Космический вызов: полный список наблюдений для любителей . Cambridge University Press. стр. 364. ISBN 978-0-521-89936-9.
  21. ^ Койпер, ГП (1949). "Пятый спутник Урана". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 61 (360): 129. Bibcode :1949PASP...61..129K. doi : 10.1086/126146 . S2CID  119916925.
  22. ^ abcdefghij Smith, BA; Soderblom, LA; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, GA; Brown, RH; Collins, SA (4 июля 1986 г.). «Voyager 2 в системе Урана: результаты визуализации науки». Science . 233 (4759): 43–64. Bibcode :1986Sci...233...43S. doi :10.1126/science.233.4759.43. PMID  17812889. S2CID  5895824.(См. страницы 58–59, 60–64)
  23. ^ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John EP; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (июль 1986 г.). "Magnetic Fields at Uranus". Science . 233 (4759): 85–89. Bibcode :1986Sci...233...85N. doi :10.1126/science.233.4759.85. PMID  17812894. S2CID  43471184.
  24. ^ Кримигис, SM; Армстронг, TP; Аксфорд, WI; Ченг, AF; Глоклер, G.; Гамильтон, DC; Кит, EP; Ланцеротти, LJ; Маук, BH (4 июля 1986 г.). «Магнитосфера Урана: горячая плазма и радиационная среда». Science . 233 (4759): 97–102. Bibcode :1986Sci...233...97K. doi :10.1126/science.233.4759.97. PMID  17812897. S2CID  46166768.
  25. ^ Миллер, К.; Чановер, Нью-Джерси (март 2009 г.). «Определение динамических параметров покрытий Титании и Ариэля Умбриэлем в августе 2007 г.». Icarus . 200 (1): 343–346. Bibcode :2009Icar..200..343M. doi :10.1016/j.icarus.2008.12.010.
  26. ^ Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (июнь 1990 г.). «Приливная эволюция спутников Урана: III. Эволюция через соизмеримости среднего движения Миранда-Умбриэль 3:1, Миранда-Ариэль 5:3 и Ариэль-Умбриэль 2:1». Icarus . 85 (2): 394–443. Bibcode :1990Icar...85..394T. doi :10.1016/0019-1035(90)90125-S. hdl : 1721.1/57632 .
  27. ^ abcd Tittemore, WC (сентябрь 1990 г.). «Приливное нагревание Ариэля». Icarus . 87 (1): 110–139. Bibcode :1990Icar...87..110T. doi :10.1016/0019-1035(90)90024-4.
  28. ^ abcdef Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра средних по размеру внешних спутников планет и крупных транснептуновых объектов». Icarus . 185 (1): 258–273. Bibcode :2006Icar..185..258H. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  29. ^ "Ariel in deep". NASA . Получено 20 августа 2018 г.
  30. ^ Картрайт, Ричард Дж.; Беддингфилд, Хлоя Б.; Нордхайм, Том А.; Розер, Джозеф; Гранди, Уильям М.; Хэнд, Кевин П.; Эмери, Джошуа П.; Круикшанк, Дейл П.; Сципиони, Франческа (1 июля 2020 г.). «Доказательства наличия аммиачных видов на спутнике Урана Ариэль подтверждают недавнюю геологическую активность». Письма в Astrophysical Journal . 898 (1): L22. arXiv : 2007.02826 . Bibcode : 2020ApJ...898L..22C. doi : 10.3847/2041-8213/aba27f .
  31. ^ Незамеченные океанические миры заполняют внешнюю часть Солнечной системы. Джон Венц, Scientific American . 4 октября 2017 г.
  32. ^ «Четыре из крупнейших лун Урана могут иметь под своей ледяной коркой океаны | Weather.com». The Weather Channel .
  33. ^ ab «Новое исследование крупных лун Урана показывает, что 4 могут выдержать испытание временем». 4 мая 2023 г.
  34. ^ «4 крупнейших спутника Урана могли содержать океаны соленой воды». Space.com . 5 мая 2023 г.
  35. ^ abc Bell, JF III; McCord, TB (1991). Поиск спектральных единиц на спутниках Урана с использованием изображений с цветовым соотношением . Конференция по науке о Луне и Планетах, 21-е, 12–16 марта 1990 г. (Материалы конференции). Хьюстон, Техас, США: Институт наук о Луне и Планетах. С. 473–489. Bibcode : 1991LPSC...21..473B.
  36. ^ abcd Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (март 1991). "Сравнительное глобальное альбедо и цветные карты спутников Урана". Icarus . 90 (1): 1–13. Bibcode :1991Icar...90....1B. doi :10.1016/0019-1035(91)90064-Z.
  37. ^ abcdefghijklmnop Plescia, JB (21 мая 1987 г.). «Геологические рельефы и частоты кратеров на Ариэле». Nature . 327 (6119): 201–204. Bibcode :1987Natur.327..201P. doi :10.1038/327201a0. S2CID  4324623.
  38. ^ abc "Результаты поиска по номенклатуре: Ариэль". Газетер планетарной номенклатуры . USGS Astrogeology . Получено 29.11.2010 .
  39. ^ abcde Шенк, П. М. (1991). "Флюидный вулканизм на Миранде и Ариэле: морфология и состав потоков". Журнал геофизических исследований . 96 : 1887. Bibcode : 1991JGR....96.1887S. doi : 10.1029/90JB01604.(См. страницы 1893–1896)
  40. ^ Страйк, Тед (2008-03-13). Лакдавалла, Эмили (ред.). «Раскрытие ночных сторон лун Урана». Блог Планетарного общества . Планетное общество . Получено 25-02-2012 .
  41. ^ Desch, SJ; Cook, JC; Hawley, W.; Doggett, TC (2007). "Криовулканизм на Хароне и других объектах пояса Койпера" (PDF) . Lunar and Planetary Science . 38 (1338): 1901. Bibcode : 2007LPI....38.1901D.
  42. ^ Плешиа, Дж. Б. (1987). «Геология и история кратерообразования Ариэля». Тезисы конференции по науке о Луне и планетах . 18 : 788. Bibcode : 1987LPI....18..788P.
  43. ^ Мур, Джеффри М.; Шенк, Пол М.; Брюш, Линдси С.; Асфауг, Эрик; МакКиннон, Уильям Б. (октябрь 2004 г.). «Крупные ударные особенности на ледяных спутниках среднего размера» (PDF) . Icarus . 171 (2): 421–443. Bibcode : 2004Icar..171..421M. doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009.
  44. ^ abc Mousis, O. (2004). «Моделирование термодинамических условий в субтуманности Урана – Последствия для регулярного состава спутников». Астрономия и астрофизика . 413 : 373–380. Bibcode : 2004A&A...413..373M. doi : 10.1051/0004-6361:20031515 .
  45. ^ abc Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). "Аккреционный нагрев спутников Сатурна и Урана". Journal of Geophysical Research . 93 (B8): 8779–8794. Bibcode : 1988JGR....93.8779S. doi : 10.1029/JB093iB08p08779. hdl : 2060/19870013922 .
  46. ^ ab Хиллер, Джон; Сквайрес, Стивен У. (август 1991 г.). «Тектоника термических напряжений на спутниках Сатурна и Урана». Журнал геофизических исследований . 96 (E1): 15, 665–15, 674. Bibcode : 1991JGR....9615665H. doi : 10.1029/91JE01401.
  47. ^ "В этом месяце видимая величина Плутона составляет m=14,1. Сможем ли мы увидеть его с помощью 11-дюймового рефлектора с фокусным расстоянием 3400 мм?". Сингапурский научный центр. Архивировано из оригинала 11 ноября 2005 г. Получено 25.03.2007 .
  48. ^ Синнотт, Роджер В.; Эшфорд, Адриан. «Неуловимые луны Урана». Sky & Telescope . Архивировано из оригинала 2012-01-16 . Получено 2011-01-04 .
  49. Стоун, EC (30 декабря 1987 г.). «Встреча Вояджера-2 с Ураном» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 92 (A13): 14, 873–14, 876. Bibcode : 1987JGR....9214873S. doi : 10.1029/JA092iA13p14873.
  50. ^ "Миссии к Урану". NASA Solar System Exploration. 2010. Архивировано из оригинала 2014-10-17 . Получено 2014-11-13 .
  51. ^ ab Боб Паппалардо; Линда Спайкер (2009-03-09). "Cassini Proposed Extended-Extended Mission (XXM)" (PDF) . Получено 20 августа 2011 г. .
  52. ^ "Уран и Ариэль". Сайт Хаббла (Новостной выпуск 72 из 674). 26 июля 2006 г. Получено 14 декабря 2006 г.
  53. ^ "Уран и спутники". Европейская южная обсерватория. 2008. Получено 27.11.2010 .

Внешние ссылки