Ariel (księżyc)

Ariel
Uranus  I.
Przykładowe zdjęcie artykułu Ariel (księżyc)
Ariel, sfotografowany 24 stycznia 1986 roku
z odległości około 130 000  km .
Rodzaj Naturalny satelita Urana
Charakterystyka orbity
( Epoka J2000.0 )
Półoś wielka 190,900  km
Perycentrum 190,670  km
Apoapsis 191130  km
Ekscentryczność 0,001 2
Okres rewolucji 2520  d
Nachylenie 0,041 °
Charakterystyka fizyczna
Wymiary 1162 × 1156 × 1155 km
Masa 1,4 × 10 21  kg
Średnia gęstość 1,66 × 10 3  kg / m 3
Grawitacja powierzchniowa 0,27 m / s 2
Okres rotacji 2520  d
( synchronicznie )
Pozorna wielkość 14,4
(w opozycji)
Średnie albedo 0.39
Temperatura powierzchni ~ 80  K.
Charakterystyka atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne Brak atmosfery
Odkrycie
Odkrywca William Lassell
Data odkrycia 24 października 1851
Oznaczenie (a)
Tymczasowe oznaczenie (a) -

Ariel , znana również jako Uran  I , jest naturalnym satelitą Urana . Odkryto na24 października 1851przez Williama Lassella , jest nazwany po duchu powietrza znajdującego się w poemacie curl włosy Usunięty przez Aleksandra Papieża i spektaklu Burza przez Williama Szekspira . To był tylko samolotem nad pojedynczym sondy kosmicznej , Voyager 2 w 1986 roku, a jedynie 35% powierzchni gwiazdy może być sfotografowane przy tej okazji.

Ariel jest najjaśniejszym z księżyców krążących wokół Urana, a także trzecim co do wielkości i czwartym co do wielkości. Składa się głównie w równych częściach z lodu i skał. Podobnie jak inne księżyce Urana , jego orbita jest wpisana w płaszczyznę prostopadłą do orbity planety wokół Słońca, co powoduje ekstremalne sezonowe wahania na powierzchni. W ten sposób podąża za nietypowym obrotem planety, który obraca się wokół osi prawie równoległej do płaszczyzny jej orbity wokół Słońca. Z tego powodu Ariel, podobnie jak inne księżyce Urana, najprawdopodobniej uformował się z dysku akrecyjnego, który otoczył planetę wkrótce po jej uformowaniu. Jego wewnętrzna struktura zróżnicowała się, tworząc rdzeń ze skały i płaszcz z lodu. Ariel ma złożoną powierzchnię obejmującą rozległe tereny naznaczone kraterami uderzeniowymi i poprzecinane siecią stromych uskoków , kanionów i grzbietów. Ta powierzchnia wykazuje oznaki nowszej aktywności geologicznej niż inne księżyce Urana, wynikającej z silnych sił pływowych wywieranych przez planetę. Zgromadzona w ten sposób energia została rozproszona w postaci ciepła w płaszczu gwiazdy.

Odkrycie i etymologia

Ariel jest odkryta przez Williama Lassella na24 października 1851, wraz z Umbrielem , kolejnym księżycem Urana. William Herschel , odkrywca pierwszych dwóch księżyców Urana, Tytanii i Oberona , twierdził, że widział cztery inne satelity wokół planety, ale jego obserwacji nie udało się potwierdzić.

Nazwa „Ariel” pochodzi z dobroczynnego geniuszu antenowego w służbie Prospero w sztuce Burza przez Williama Szekspira . Niezwykłe formacje geologiczne noszą nazwy dobrych duchów i światła w różnych mitologiach: Rima, Yangoor, Domovoy , Agape, Mélusine , Finvara, Berylune itp. Pozostałe cztery księżyce znane w tym czasie również zostały nazwane na cześć różnych postaci Szekspira lub Aleksandra Pope'a , a wszystkie zostały zasugerowane przez Johna Herschela w 1852 roku na prośbę Williama Lassella . Ponadto księżyc ten jest podobnie oznaczony pod nazwą „Uran”.

Orbita

Po Mirandzie Ariel jest drugim najbliższym księżycem Urana spośród pięciu głównych księżyców. Jego orbita znajduje się w odległości około 190 000  km z małą mimośrodowością orbity i minimalnym nachyleniem względem równikowej płaszczyzny Urana. Jego okres orbitalny wynosi około 2,5 dnia ziemskiego i zbiega się z okresem jego rotacji . Dlatego Ariel zawsze pokazuje tę samą twarz planecie Uran. Ma również „przednią półkulę” (czasami zaznaczaną wierzchołkiem orbity), która jest zwrócona w stronę ruchu orbitalnego i „tylną półkulę” (lub orbitalną czapeczkę), która jest naprzeciw niego. Ta konfiguracja jest nazywana rotacją synchroniczną . Jest to konsekwencja sił pływowych wytwarzanych przez Urana na jego księżycu. Te siły pływowe generowały tarcie, które stopniowo spowalniało rotację Ariel. Zjawisko to zostało przerwane, gdy obrót gwiazdy wokół Urana zbiegł się z jej obrotem. Orbita Ariel jest całkowicie wpisana w magnetosferę Urana . W rezultacie na jego tylną półkulę wpływa plazma magnetosferyczna, która obraca się wraz z planetą. To bombardowanie może doprowadzić do ciemnienia tylnych półkul wszystkich głównych satelitów Urana, z wyjątkiem Oberona. Ariel rzeczywiście wychwytuje naładowane cząstki magnetosferyczne. W 1986 roku sonda Voyager 2 umożliwiła zaobserwowanie wyraźnego spadku liczby cząstek energetycznych w pobliżu orbity księżyców Urana.

Podobnie jak inne znane satelity Urana, Ariel krąży po równikowej płaszczyźnie planety. Jednak oś obrotu Urana jest prawie wpisana w jego płaszczyznę orbitalną. W ten sposób geograficzne bieguny księżyca są stale oświetlone przez 42 lata, a następnie zanurzone w nocy na ten sam czas. W rezultacie Ariel podlega ekstremalnym cyklom sezonowym, które obserwuje się na Ziemi z biegunów (patrz Noc polarna lub Dzień polarny ) wokół przesilenia. Przelot przez Voyagera 2 zbiegł się z przesileniem letnim na półkuli południowej w 1986 roku, kiedy większość półkuli północnej była pogrążona w ciemności. Raz na 42 lata, kiedy Uran doświadcza równonocy, a Ziemia znajduje się w swojej płaszczyźnie równikowej, księżyce Urana mogą się zasłaniać . Szereg tych wydarzeń miało miejsce w latach 2007–2008, w tym zakrycie Ariel przez Umbriela w dniu19 sierpnia 2007.

Obecnie Ariel nie jest w rezonansie orbitalnym z żadnym innym satelitą Urana. W przeszłości ten księżyc mógł rezonować 5: 3 z Mirandą . Czyniąc to, Ariel byłby częściowo odpowiedzialny za duży wzrost temperatury obserwowany na Mirandzie (chociaż ciepło wytwarzane przez stary rezonans Umbriela 1: 3 z Mirandą było prawdopodobnie około trzy razy większe). Orbita Ariel mogła również zostać zablokowana przez rezonans 4: 1 z Tytanią, która później uciekła. Ucieczka przed rezonansowym ruchem jest łatwiejsza dla księżyców Urana niż dla księżyców Jowisza czy Saturna , ze względu na mniejszy stopień spłaszczenia planety. Mówi się, że ten rezonans, który miał miejsce około 3,8 miliarda lat temu, zwiększył ekscentryczność orbity Ariela. Ta ekscentryczność jest z kolei odpowiedzialna za siły pływowe urana, zmieniające się wraz z położeniem gwiazdy na jej orbicie. Siły pływów generować znaczne tarcie w księżyca i może być spowodowane przegrzaniem struktur wewnętrznych Ariel o co najmniej 20  K .

Skład i struktura wewnętrzna

Ten księżyc Urana czwarty co do wielkości księżyc i może być trzecim najbardziej masywny . Gęstość tego naturalnego satelity wynosi 1,66 g / cm 3 . Pod względem gęstości i wymiarów model wewnętrzny średnich księżyców zaproponowany przez H. Hussmanna i in. tworzy kompozycję z mniej więcej równych ilości lodu i innych materiałów. Te ostatnie mogą składać się ze skał i materiałów węglowych , w tym ciężkich związków organicznych zwanych tolinami . Obecność lodu wodnego w zasadniczo krystalicznej postaci została ujawniona przez obserwacje spektroskopowe w podczerwieni na powierzchni Księżyca. Ten lód byłby nie tylko utworzony z wody, ale także z metanu. Te pasma absorpcji lodu są silniejsze od jego przedniej półkuli, ten, który jest stale stoi ruch gwiazdy wokół Urana, zaś na tylnej półkuli. Ta asymetria może mieć swoje źródło w bombardowaniu naładowanych cząstek pochodzących z magnetosfery Urana, co jest ważniejsze w tylnej półkuli (indukowane przez współbieżną plazmę). Te energetyczne cząsteczki powodują pryskanie lodu wodnego. Ten spray rozkłada metan wychwycony przez lód na hydrat metanu , klatraty i inne ciemne związki organiczne. To właśnie te pozostałości chemiczne pokrywałyby ciemną, bogatą w węgiel powierzchnię, którą zaobserwowano.

Jedynym innym związkiem chemicznym zidentyfikowanym przez spektroskopię w podczerwieni na powierzchni Ariel jest dwutlenek węgla (CO 2), który koncentruje się głównie na tylnej półkuli. Ariel jest satelitą Urana, na którym występuje CO 2jest najlepiej ugruntowany; tutaj też została odkryta po raz pierwszy. Ten CO 2mogą być wytwarzane na miejscu z węglanów lub materiałów organicznych, pod wpływem naładowanych cząstek z magnetosfery Urana lub promieniowania ultrafioletowego Słońca. Ta hipoteza mogłaby wyjaśnić asymetrię w jej rozkładzie, ponieważ tylna półkula podlega silniejszemu wpływowi magnetosfery niż przednia półkula. Inne możliwe źródło tego CO 2może być produktem odgazowanie z pierwotnych nuklidów przechwycone przez lodu w sercu Ariel. Wyciek CO 2 z wnętrza księżyca może być związane z dawną aktywnością geologiczną.

Zgodnie z jego rozmiarem, składem skał i lodu oraz możliwą obecnością soli lub amoniaku w roztworze, który obniżyłby temperaturę zamarzania wody, Ariel mógł doświadczyć zróżnicowania planetarnego . To zróżnicowanie mogło spowodować powstanie rdzenia skalnego zwieńczonego płaszczem z lodu. Promień tego jądra, 372  km , stanowiłby około 64% całkowitego promienia Księżyca, a jego masa stanowiłaby około 56% całkowitej masy. Ciśnienie w jego centrum wynosi około 0,3  GPa . Obecny stan płaszcza jest niejasny, ale obecność płynnego oceanu na podłożu Ariel jest mało prawdopodobna.

Geologia

Albedo i kolor

Wśród księżyców Urana Ariel jest najjaśniejszym satelitą. Jego powierzchnia wykazuje istotny przeciwstawny efekt  : refleksyjność spada od 53% dla kąta fazowego 0 ° ( albedo geometryczne ) do 35% dla kąta 1 °. Jego albedo Bond, wynoszące około 23%, jest najwyższe spośród satelitów Urana. Powierzchnia Ariel ma generalnie neutralny kolor. Może występować asymetria między przednią półkulą (skierowaną w stronę ruchu orbitalnego) a tylną. Ta ostatnia wydaje się o 2% bardziej czerwona niż pierwsza. Powierzchnia Ariel generalnie nie wykazuje korelacji między geologią a albedo lub kolorem. Na przykład jego kaniony mają ten sam kolor co kratery. Znakomite osady uderzeniowe wokół niektórych niedawnych kraterów są jednak lekko niebieskawe, co czasami łączy kolor i strukturę geologiczną. Istnieje również kilka lekko niebieskawych kropek, które nie odpowiadają żadnej znanej strukturze geologicznej.

Geografia

Powierzchnia Ariel przedstawia trzy rodzaje odrębnych stref geologicznych: kratery , równiny i grzbiety . Główne obserwowane struktury geologiczne to kratery uderzeniowe , kaniony , skarpy uskokowe , grzbiety i zagłębienia .

Południowy biegun Ariel ma największy znany zasięg geograficzny tego księżyca. Jest to rozległa pofalowana powierzchnia, na której znajdują się liczne kratery uderzeniowe. Dlatego obszar ten jest uważany za najstarszy, jaki zaobserwowano na Ariel. Przecina ją sieć kanionów (zwanych graben ) i strome grzbiety, które występują głównie w tropikach , na średnich szerokościach geograficznych południowej półkuli Ariel. Te kaniony, znane jako chasmata , są najprawdopodobniej grabensami utworzonymi przez rozprzestrzenianie się utwardzonej kory gwiazdy. To oddzielenie wynikałoby z ogólnego napięcia wywieranego przez stopniowe zamarzanie wody (lub amoniaku ) znajdującej się głębiej. W chasmata są między 15 a 50  km na południowy szerokości i są zorientowane głównie w kierunku wschodnim i północnym wschodzie. Podłoże wielu kanionów jest wypukłe, wznoszące się od jednego do dwóch kilometrów. Czasami gleby są oddzielone od ścian kanionów wąwozami (rodzajami rowów) o szerokości około kilometra. Większy graben ma wąwozy biegnące wzdłuż grzbietów jego wypukłego dna, to są doliny . Najdłuższym kanionem jest Kachina Chasma , o łącznej długości 620  km .

Drugim najbardziej znaczącym zasięgiem geograficznym jest rodzaj terenu poprzecinanego pasmami grzbietów i zagłębień na obszarach o długości kilkuset kilometrów. Graniczy z terenem usianym kraterami i pociętym na wielokąty. Każdy pas, który może mieć od 25 do 70  km szerokości, poprzecinany jest grzbietami (grzbietami) i rowami o długości do 200  km , oddzielonymi od siebie odległościami od 10 do 35  km . Te pasy lądu są często ukształtowane jako kontynuacja kanionów. Sugeruje to, że mogą być zmodyfikowaną formą chwytaków lub wynikiem odmiennej reakcji kory na ten sam rozstaw wynikający z postępującego przemarzania głębin.

Najnowsze tereny na powierzchni Ariel to równiny: gładkie, stosunkowo niskie powierzchnie, które musiały powstać przez długi czas. Czas trwania tego okresu jest określany poprzez zliczenie kraterów uderzeniowych zaobserwowanych w tych miejscach. Równiny znajdują się na dnie kanionów oraz w kilku nieregularnych zagłębieniach pośrodku kraterów. W tym drugim przypadku są oddzielone od reszty powierzchni krateru ostrymi krawędziami, czasami w postaci płatów. Najbardziej prawdopodobne pochodzenie tych równin to proces wulkaniczny. Liniowa geometria ich otworów wentylacyjnych przypomina wulkanów tarczowych . Różne krawędzie topograficzne sugerują, że wyrzucane ciecze były bardzo lepkie, prawdopodobnie był to przechłodzony roztwór wody / amoniaku lub stały wulkanizm lodowy. Miąższość tych hipotetycznych przepływów kriolowych szacuje się na 1–3  km . Dlatego kaniony musiały powstać w czasie, gdy na Ariel pojawiło się endogeniczne odnawianie powierzchni.

Ariel wydaje się być dość równomiernie pokryta kraterami w porównaniu z innymi księżycami Urana. Względny niedobór dużych kraterów sugeruje, że uformowanie się jego powierzchni jest następstwem powstania Układu Słonecznego . Oznacza to, że Ariel został całkowicie przebudowany podczas epizodu w swojej historii geologicznej. Uważa się, że dawna aktywność geologiczna Ariela została wywołana przez siły pływowe i wynikające z nich ciepło, kiedy jego orbita była bardziej ekscentryczna niż obecnie. Największy krater obserwowany na Ariel, zwany Yangoor , ma średnicę 78  km i wykazuje oznaki późniejszej deformacji. Wszystkie duże kratery (zaobserwowane) mają płaskie dno i centralne grzbiety, a kilka z nich jest otoczonych błyszczącymi osadami wyrzutowymi. Wiele kraterów jest wielokątnych, co wskazuje, że na ich wygląd wpłynęła istniejąca wcześniej struktura skorupy. Na równinach usianych kraterami jest tylko kilka dużych (100  km ) plamek światła, które mogą być zdegradowane przez kratery uderzeniowe. Jeśli tak, to byłyby one podobne do palimpsestów od Galileusza księżyca Ganimedesa z Jowiszem . Sugerowano, że okrągłe zagłębienie o średnicy 245  km położone na 10 ° S 30 ° E jest dużą strukturą uderzeniową, silnie zdegradowaną.

Pochodzenie i formacja

Istnieje kilka hipotez dotyczących pochodzenia Ariel. Jeden z nich postuluje, że wynikałoby to z nagromadzenia się dysku gazu i pyłu zwanego „podmgławicą”. Ta podmgławica albo istniała wokół Urana jakiś czas po jego utworzeniu, albo została utworzona w wyniku kosmicznego uderzenia, które spowodowałoby jej duże nachylenie względem osi obrotu Urana. Chociaż dokładny skład tej podmgławicy nie jest znany, większa gęstość księżyców Urana w porównaniu z księżycami Saturna wskazuje, że podmgławica była stosunkowo uboga w wodę. Znaczne ilości azotu i węgla mogły być obecne w postaci tlenku węgla (CO) i diazotu (N 2) zamiast amoniaku i metanu . Księżyce, które uformowały się w takiej podmgławicy, zawierałyby mniej lodu (z CO i N 2w postaci klatratu ) i więcej skał, co tłumaczyłoby ich wysoką gęstość.

Proces narastania prawdopodobnie trwał kilka tysięcy lat, zanim Ariel został w pełni uformowany. Modele sugerują, że uderzenia formacji spowodowały ocieplenie zewnętrznej warstwy Księżyca, osiągając maksymalną temperaturę około 195  K na głębokości 31  km . Odkąd jej formowanie się zakończyło, warstwa pod powierzchnią Ariel ostygła, podczas gdy wnętrze Ariela ociepliło się z powodu obecności pierwiastków radioaktywnych w jej skałach. Warstwa powierzchniowa podczas chłodzenia kurczyła się, podczas gdy wnętrze ulegało rozszerzaniu. Spowodowało to silne wewnętrzne naprężenia w skorupie księżyca sięgające 30  MPa i spowodowałoby pęknięcia. Wynikiem tego procesu, który trwał około 200 milionów lat, mogą być pewne przepaści i kaniony .

Początkowy przyrost , w połączeniu z rozkładem pierwiastków promieniotwórczych i prawdopodobnie także odprowadzenie ciepła z płaszcza w wyniku tarcia wywołanego przez siły oddechowych, mogą powodować topnienie lodu. Jednak topienie to może nastąpić tylko pod warunkiem istnienia środka przeciw zamarzaniu, takiego jak amoniak (w postaci hydratu ) lub sól w mniejszej ilości. To topnienie mogło spowodować planetarne zróżnicowanie lodu i głazów, w wyniku czego powstało jądro skalne otoczone lodowym płaszczem. Na granicy między rdzeniem a płaszczem mogła powstać wówczas warstwa wody w stanie ciekłym (ocean) bogata w rozpuszczony amoniak. Eutektyczna temperatura tej mieszaniny wynosi 176  K . Jednak ten podziemny ocean prawdopodobnie zamarzł dawno temu. Zamarznięcie wody mogło spowodować rozszerzanie się wnętrza gwiazdy, co odpowiadałoby za tworzenie się kanionów i pogrzebanie wcześniej istniejących powierzchni. Ponadto ciecze z głębin oceanicznych mogły wydostać się na powierzchnię w postaci erupcji kriowulkanicznych , zalewających kaniony i kraterów uderzeniowych.

Modelowanie cieplne Dione , jednego Saturna księżyce , który jest podobny do rozmiaru, gęstości i temperatury powierzchni Ariel sugeruje półprzewodnikowy konwekcji może trwać wewnątrz Ariel miliardy lat. To modelowanie sugeruje również, że temperatury przekraczające 173  K ( temperatura topnienia wodnego amoniaku) mogły utrzymywać się w pobliżu jego powierzchni przez setki milionów lat po uformowaniu i w pobliżu jego jądra przez miliard lat.

Obserwacja i eksploracja

Pozorna wielkość Ariel jest 14,4, podobna do Plutona , gdyż zbliża się jego peryhelium . Jednakże, podczas gdy Pluton widać przez teleskop 30  cm z otworem , Ariel, ze względu na jego bliskość do jasności Urana, nie jest obserwowalny, nawet przez teleskop 40  cm otwór.

Jedyne zbliżenia Ariel zostały wykonane przez sondę kosmiczną Voyager 2 , która sfotografowała Księżyc podczas lotu nad Uranem wStyczeń 1986. Najmniejsza odległość między sondą Voyager 2 i Ariel wynosiła 127 000  km , czyli znacznie mniej niż odległość sondy do wszystkich innych księżyców Urana z wyjątkiem Mirandy . Najlepsze zdjęcia Ariela mają rozdzielczość przestrzenną 2  km i pokrywają około 40% jego powierzchni, ale tylko 35% zostało sfotografowanych z jakością wymaganą do stworzenia mapy geologicznej i policzenia kraterów. W czasie przelotu południowa półkula Ariel (podobnie jak innych księżyców) była skierowana w stronę Słońca, tak że nie można było zbadać półkuli północnej (pogrążonej w półmroku ). Żaden inny statek kosmiczny nigdy nie odwiedził Urana (ani Ariel). Program orbitera i sondy Urana , którego uruchomienie można by zaplanować na lata 2020-2023, powinien dostarczyć szczegółowych informacji na temat wiedzy o satelitach Urana, aw szczególności o Ariel.

Tranzyty

26 lipca 2006 roku Teleskop Kosmiczny Hubble'a sfotografował jeden z tranzytów Ariel nad powierzchnią Urana, podczas którego satelita rzucał cień, który można było zobaczyć ponad szczytami chmur Urana. Takie zdarzenia są rzadkie i mają miejsce tylko w okolicach równonocy , ponieważ płaszczyzna orbity księżyców Urana jest następnie nachylona o 98 ° w stosunku do płaszczyzny orbity Urana wokół Słońca. Kolejny tranzyt zarejestrowało w 2008 roku Europejskie Obserwatorium Południowe .

Uwagi i odniesienia

Uwagi

  1. Pięć głównych księżyców Urana to Miranda , Ariel, Umbriel , Titania i Oberon .
  2. Ze względu na błędy pomiarowe nie jest pewne, czy Ariel jest masywniejszy niż Umbriel .
  3. Kolor jest określany przez stosunek albedo widzianych przez zielony (0,52–0,59  μm ) i fioletowy (0,38–0,45 μm ) filtr  sondy Voyager 2 .
  4. Gęstość powierzchni kraterów o średnicy powyżej 30  km waha się od 20 do 70 na milion kilometrów kwadratowych na Ariel, podczas gdy dla Oberon i Umbriel wynosi 1800 .
  5. Na przykład Tethys , jeden z księżyców Saturna, ma gęstość 0,97 g / cm 3 , co oznacza, że ​​zawiera ponad 90% wody.

Bibliografia

  1. (w :) W. Lassell , „  O wewnętrznych satelitach Urana  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , t.  12,1851, s.  15-17 ( podsumowanie )
  2. Frankel 2009 , s.  239
  3. (w :) William Herschel , „  O odkryciu czterech dodatkowych satelitów Georgium Sidus; Ogłoszono wsteczny ruch starych satelitów; I przyczyna ich zniknięcia na pewnych odległościach od planety wyjaśnione  ” , Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol.  88,1798, s.  47–79 ( DOI  10.1098 / rstl.1798.0005 , podsumowanie )
  4. (w) O. Struve , „  on the rating Satellites of Uranus  ” , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , tom.  8, N O  3,1848, s.  44–47 ( podsumowanie )
  5. (w) Gerard P. Kuiper , „  The Fifth Satellite of Uranus  ” , Publications of the Astronomical Society of the Pacific , tom.  61, n o  360Czerwiec 1949, s.  129 ( DOI  https://dx.doi.org/10.1086%2F126146 , podsumowanie , przeczytaj online )
  6. (w :) William Lassell , „  Beobachtungen der Uranus-Satellit  ” , Astronomische Nachrichten , t.  34,Czerwiec 1852, s.  325 ( podsumowanie , przeczytaj online ).
  7. (w) William Lassell , „  List do redaktora [odkrycie dwóch satelitów Urana]  ” , Astronomical Journal , Princeton, vol.  2 N O  33,Grudzień 1851, s.  70 ( DOI  10.1086/100198 , podsumowanie , czytaj online )
  8. (w) „  Planetery Satelite Mean Orbital Parameters  ” , Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology ,styczeń 1990( czytaj online )
  9. Delprat i wsp. 2005 , str.  395
  10. (en) BA Smith , LA Soderblom , R. Beebe , D. Bliss , RH Brown , SA Collins , JM Boyce , GA Briggs , A. Brahic , JN Cuzzi i D . Morrison , "  Voyager 2 w systemie Urana - obrazowe wyniki naukowe  " , Science , vol.  233,Lipiec 1986, s.  43-64 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  11. (en) WM Grundya , LA Youngb , JR Spencerb , RE Johnsonc , EF Youngb i MW Buiea , „  Distributions of H2O and CO2 lices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon z obserwacji IRTF / SpeX  ” , Icarus , vol.  184,Październik 2006, s.  543-555 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  12. (w) Norman F. Ness , Mario H. Acuna , Kenneth W. Behannon LF Burlaga , JEP Connerney i RP Lepping , "  Magnetic Fields w Uran  " , Science , vol.  233,04 lipca 1986, s.  85–89 ( podsumowanie )
  13. (w) SM Krimigis , TP Armstrong , WI Axford , AF Cheng i G. Gloeckler , „  Magnetosfera Urana: gorące środowisko plazmy i promieniowania  ” , Science , vol.  233 n O  4759,04 lipca 1986, s.  97–102 ( ISSN  0036-8075 , PMID  17812897 , DOI  10.1126 / science.233.4759.97 , streszczenie )
  14. (w) C. Miller i NJ Chanovera , „  Rozwiązywanie parametrów dynamicznych zakrycia Tytanii i Ariela z sierpnia 2007 r. Przez Umbriel  ” , Icarus , tom.  200,Marzec 2009, s.  343-346 ( podsumowanie , czytaj online )
  15. (w :) William C. Tittemore i Jack Wisdom , „  Tidal Evolution of the Uranian satellites. III - Evolution through the Miranda-Umbriel 3: 1, Miranda-Ariel 5: 3 i Ariel-Umbriel 2: 1 commensurabilities  ” , Icarus (ISSN 0019-1035) , vol.  85,Czerwiec 1990, s.  394-443 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  16. (i) William C. Tittemore , "  oddechowa ogrzewania Ariel  " , Ikar , tom.  87,Wrzesień 1990, s.  110-139 ( podsumowanie )
  17. (en) Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics), "  Planetary Satellite Physical Parameters  " ,28 maja 2009
  18. (w) RA Jacobson , JK Campbell , AH Taylor i SP Synnott , „  The masses of Uranus and Its Major satellites from Voyager tracking data and Earth-Uranian satellite data  ” , Astronomical Journal , vol.  103,Czerwiec 1992, s.  2068-2078 ( podsumowanie , czytaj online )
  19. (en) Hauke Hussmanna Frank Sohlb i Tilman Spohnb , „  oceany powierzchniowych lub głębokich wnętrza zewnętrznej obiegowymi satelitów średnich i dużych trans Neptunian przedmiotów.  » , Ikar , t.  185,Listopad 2006, s.  258-273 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  20. Encrenaz 1996 , str.  158
  21. (en) Erich Karkoschka , „  Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope  ” , Icarus , vol.  151,Maj 2001, s.  51-68 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  22. (en) JF Bell i TB McCord , „  A search for spectral units on the Uranian satellites using colour ratio images  ” , Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Houston, TX, 12-16 marca ,1990( podsumowanie , przeczytaj online )
  23. (i) BJ Buratti oraz JA Mosher , „  Porównawcze mapy globalny albedo i kolor Urana satelitów  ” , Ikar , tom.  90,Marzec 1991, s.  1-13 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  24. (en) JB Plescia , „  Geological terrains and crater frequency on Ariel  ” , Nature (ISSN 0028-0836) , vol.  327,Maj 1987, s.  201-204 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  25. (en) „  Nomenclature Search Results: Ariel  ” , Gazetteer of Planetary Nomenclature
  26. Frankel 2009 , str.  240
  27. (en) Schenk, Paul M., „  Fluid Volcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition  ” , Journal of Geophysical Research , vol.  96, n o  B21991, s.  1887-1906 ( podsumowanie )
  28. (w) JB Plescia , „  Geologia i historia kraterów Ariel  ” , Streszczenia konferencji na temat księżyca i planet , tom.  18,1987, s.  788 ( Bibcode  1987LPI .... 18..788P )
  29. (en) JM Moore , Paul M. Schenk , Brüesch S. Lindsey i wsp. , „  Duże elementy uderzeniowe na lodowych satelitach średniej wielkości  ” , Icarus , vol.  171,2004, s.  421–43 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.05.009 , Bibcode  2004Icar..171..421M. , Czytaj online )
  30. (en) O. Mousis , „  Modelowanie warunków termodynamicznych w podnebule Urana - Implikacje dla regularnego składu satelity  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  413,styczeń 2004, s.  373-380 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  31. (en) Steven W. Squyres , Ray T. Reynolds , Audrey L. Summers i Felix Shung , „  Accretional Heating of the satellites of Saturn and Uranus  ” , Journal of Geophysical Research , vol.  93,Sierpień 1988, s.  8779-8794 ( podsumowanie , przeczytaj online )
  32. (en) John Hillier i Steven W. Squyres , „  Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus  ” , Journal of Geophysical Research , vol.  96,Sierpień 1991, s.  15665-15674 ( podsumowanie , czytaj online )
  33. (w) J. Arlot i B. Sicardy , „  Prognozy i obserwacje wydarzeń i konfiguracji zachodzących podczas satelitów równonocy Urana  ” , Planetary and Space Science , vol.  56,2008( DOI  10.1016 / j.pss.2008.02.034 , Bibcode  2008P & SS ... 56.1778A. , Czytaj online )
  34. () "W  tym miesiącu pozorna wielkość Plutona wynosi m = 14,1. Czy możemy to zobaczyć z 11-calowym odbłyśnikiem o ogniskowej 3400 mm?  ” , Singapore Science Center (dostęp: 25 marca 2007 )
  35. (en) Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian, „  The Elusive Moons of Uranus  ” , Sky & Telescope (dostęp 4 stycznia 2011 )
  36. (w) EC Stone , „  Spotkanie Voyager 2 z Uranem  ” , Journal of Geophysical Research , vol.  92,1987, s.  14,873-76 ( DOI  10.1029 / JA092iA13p14873. , Bibcode  1987JGR .... 9214873S. )
  37. (w) „  Vision and Voyages for Planetary Science in the Decade 2013-2022  ” na stronie internetowej NASA
  38. (w) „  Uranus and Ariel  ” , Hubblesite (komunikat prasowy nr 72 z 674)26 lipca 2006(dostęp 14 grudnia 2006 )
  39. (w) „  Uran i satelity  ” , Europejskie Obserwatorium Południowe,2008(dostęp 27 listopada 2010 )

Załączniki

Bibliografia

Powiązane artykuły

Linki zewnętrzne