Ariel (műhold)

Ariel
Műhold
Nyítás
Felfedező William Lassell
nyitás dátuma 1851. október 24
Pályajellemzők [1]
főtengely  ( a ) 191 020 km
Átlagos pályasugár  ( r ) _ 190.900 km
Orbitális excentricitás  ( e ) 0,0012
sziderikus időszak 2520 nap
Keringési sebesség  ( v ) 5,51 km/s [a 1]
dőlés  ( i ) 0,260°
Kinek a műholdja uránium
fizikai jellemzők
Méretek 1162,2 × 1155,8 × 1155,4 km [2]
Közepes sugár 578,9 ± 0,6 km ( 0,0908  Föld ) [2]
Felületi terület ( S ) 4 211 300 km² [a 2]
kötet ( V ) 812 600 000 km³ [a 3]
Tömeg ( m ) (1,353 ± 0,120)⋅10 21  kg (2,26⋅10 -4 Föld ) [3]
Átlagsűrűség  ( ρ ) _ 1,592 ± 0,15 g/cm³
Gravitációs gyorsulás az egyenlítőn ( g ) 0,27 m/s² [a 4]
Második menekülési sebesség  ( v 2 ) 0,558 km/s [a 5]
Forgási periódus  ( T ) szinkronizált (egyik oldalról Uránuszra fordítva)
Albedo 0,53 ( geometriai ) 0,23 ( kötvény )
Látszólagos nagyságrend 14.4
Hőfok
Egy felületen min.  ?
vö. ~60 K (−213 °C)
max. 84…85 K (–189 °C… –188 °C)
 Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon
Információ a Wikidatában  ?

Az Ariel az Uránusz  negyedik legnagyobb holdja . 1851. október 24-én nyitotta meg William Lassell, és Alexander Pope „A zár megerőszakolása” című versének vezető szilfájáról kapta a nevét , valamint azt a szellemet, amely Prosperót szolgálta William ShakespeareA vihar ” című művében [4] [5] . Szinte az összes rendelkezésre álló (2022-re vonatkozó ) adatot Arielről a Voyager 2 űrszonda 1986-os elrepülése során szerezték be . Felületének mindössze 35%-át fényképezték le. Más űrszonda nem került a közelébe.

Az Ariel az egyik legkisebb gömb alakú műhold a Naprendszerben (19-ből a 14. méret). Az Uránusz műholdai közül a negyedik legnagyobb (az öt nagy műhold közül csak a Miranda kisebb nála ), és rekordalbedóval rendelkezik . Körülbelül félig jégből és félig kőből áll, és nagyon valószínű , hogy egy kőmagra és egy jeges köpenyre különböztetik meg. Mint az Uránusz minden nagy műholdja, az Ariel is valószínűleg egy akkréciós korongból alakult ki , amely a bolygót a kialakulása után először vette körül. Ariel felszíni domborzata összetett – az erősen kráterezett területeket sziklák, kanyonok és hegyláncok szelik át. Fiatalabb nyomai vannak a geológiai tevékenységnek, mint az Uránusz többi holdja. Az energiaforrás valószínűleg az árapály-fűtés volt.

Az Ariel pályája az Uránusz többi nagy műholdjához hasonlóan a bolygó egyenlítőjének síkjában fekszik. Ezért ezek a műholdak szélsőséges évszakos megvilágítási változásoknak vannak kitéve.

Felfedezés és névadás

Arielt Umbriellel együtt 1851. október 24-én fedezte fel William Lassell [6] [7] . William Herschel , aki 1787-ben fedezte fel az Uránusz két nagy műholdját - a Titaniát és az Oberont - azt állította, hogy további 4 műholdat figyelt meg [8] , de ezek a megfigyelések nyilvánvalóan tévesek voltak [9] [10] .

Ennek a műholdnak (valamint az Uránusz másik három akkoriban ismert műholdjának) nevét John Herschel javasolta 1852-ben Lassell kérésére [11] . Ariel nevét Alexander Pope A zár megerőszakolása című költeményének vezető szilfáról kapta [12] . Ez volt a neve annak a szellemnek is, amely Prosperót szolgálta Shakespeare A vihar című művében [ 13] . Arielt Uranus I -ként is emlegetik [7] .

Orbit

Az Uránusz öt nagy holdja között az Ariel a második helyen áll a távolsági sorrendben [a 6] . A bolygótól 190 000 kilométerre található. A pálya excentricitása és az Uránusz Egyenlítőhöz viszonyított dőlése nagyon kicsi [1] . A keringési periódus körülbelül 2,5 földi nap, és egybeesik a forgási periódussal . Így Arielt mindig ugyanaz az oldal fordítja az Uránusz felé [14] . Ariel pályája teljes egészében az Uránusz magnetoszféráján belül helyezkedik el [15] . Ezért a magnetoszférikus plazma részecskéi folyamatosan ütköznek a hátsó féltekével , amely sokkal gyorsabban kering, mint az Ariel (az Uránusz tengelyirányú forgási periódusával). Nyilvánvalóan ez a hajtott félteke elsötétüléséhez vezet [16] . Ez a tulajdonság az Uránusz összes nagy műholdján megfigyelhető, kivéve az Oberont [15] .

Mivel az Uránusz „oldalán” kering a Nap körül, és műholdjainak pályája a bolygó egyenlítői síkjában van, az évszakok váltakozása rajtuk nagyon sajátos. Az Ariel minden pólusa 42 évig teljes sötétségben van, és 42 évig folyamatosan megvilágítva, a nyári napforduló idején pedig a sarkon lévő Nap majdnem eléri a zenitjét [15] . A Voyager 2 elrepülése 1986-ban egybeesett a nyári napfordulóval a déli féltekén, és az északi félteke szinte egésze árnyékban volt. 42 évente egyszer - az Uránuszon napéjegyenlőség idején - a Föld megközelítőleg áthalad az egyenlítői síkján, és ekkor figyelhető meg műholdjainak kölcsönös okkultációja . Számos ilyen eseményt figyeltek meg 2007-2008-ban (köztük Ariel Umbriel általi okkultációja 2007. augusztus 19-én) [17] .

Az Arielnek jelenleg nincs keringési rezonanciája az Uránusz egyik holdjával sem. A múltban valószínűleg 5:3 arányú rezonancia volt Mirandával, ez lehetett az oka az utóbbi felmelegedésének (bár Miranda belsejének maximális melegítése az Umbriellel való 1:3 rezonancia miatt körülbelül háromszor nagyobb volt) [ 18] . Ariel valószínűleg egyszer egy 4:1 arányú rezonanciába került Titaniával, ahonnan később távozott [19] . Az Uránusz műholdai sokkal könnyebben távolodnak el az orbitális rezonanciától, mint a Szaturnusz vagy a Jupiter hasonló tömegű műholdai, kevésbé ellapultsága miatt [19] . A rezonancia, amelyben Ariel valószínűleg 3,8 milliárd évvel ezelőtt érezte, megnövelte a pálya excentricitását . Ennek eredményeként az árapály-erők nagyságának szabályos változása miatt súrlódás alakult ki Ariel beleiben , ami a műhold beleinek 20°-os felmelegedéséhez vezethet [19] .

Összetétel és belső szerkezet

Az Ariel az Uránusz negyedik és valószínűleg a harmadik legnagyobb holdja [a 7] . Sűrűsége 1,66 g/cm 3 [3] , ami azt jelzi, hogy a műhold megközelítőleg egyenlő arányban áll vízjégből és sűrűbb kőzetekből [20] . Ez utóbbi állhat kőből és széntartalmú anyagokból, beleértve a nagy molekulatömegű szerves vegyületeket, az úgynevezett tholinokat [14] . Az infravörös spektroszkópia segítségével vízjeget találtak a felszínen [15] . Elnyelési sávjai a vezető féltekén hangsúlyosabbak (a pálya menti mozgás felé irányítva) [15] . Ennek az aszimmetriának az okai nem ismertek, de feltételezik, hogy az Uránusz magnetoszférájából származó töltött részecskék által a felületet bombázzák, amely a hátsó féltekén hat [15] . Ezek az ionok porrá törik a jeget, lebontják a benne lévő metánt ( klatrátot képeznek ), és más szerves anyagokat támadnak meg, sötét, szénben gazdag maradékot hagyva hátra [15] .

A vízjég mellett infravörös spektroszkópiával szén-dioxidot (CO 2 ) detektáltak az Ariel-en , amely főleg a hátsó féltekén koncentrálódik. Ezen az Uránusz-műholdon jobban látható az ilyen megfigyelések során (és korábban fedezték fel), mint az összes többien [15] . A szén-dioxid eredete nem teljesen világos. A felszínen karbonátokból vagy szerves anyagokból keletkezhetett a nap ultraibolya sugárzása vagy az Uránusz magnetoszférájából érkező ionok hatására. Ez utóbbi magyarázhatja a szén-dioxid eloszlásának aszimmetriáját a műhold felszínén, mivel ezek az ionok bombázzák a hátsó féltekét. Egy másik lehetséges forrás a vízjég gáztalanítása Ariel belsejében. Ilyen esetben a CO 2 felszabadulása a műhold múltbeli geológiai tevékenységének tudható be [15] .

Figyelembe véve az Ariel méretét, a benne lévő jég és kő arányát, valamint a vagy ammónia esetleges jelenlétét (amelyek csökkentik a víz fagyáspontját), arra a következtetésre juthatunk, hogy a műhold megkülönböztethető egy kőmagra és egy jeges köpenyre. [20] . Ha igen, akkor a mag tömege az Ariel tömegének körülbelül 56%-a, sugara pedig a műhold sugarának 64%-a (körülbelül 372 km). Ezeket a paramétereket az Ariel összetétele alapján számítják ki. A műhold közepén a nyomás körülbelül 0,3 GPa (3 kbar ) [20] . A jeges köpeny jelenlegi állapota nem tisztázott, de egy földalatti óceán létezését valószínűtlennek tartják [20] .

Eredet és fejlődés

Az Uránusz minden nagyobb holdjához hasonlóan az Ariel is valószínűleg egy gáz- és porfelhalmozódási korongból keletkezett, amely vagy egy ideig az Uránusz körül létezett a bolygó kialakulása után, vagy egy hatalmas becsapódás következtében jött létre, amely valószínűleg az Uránusz igen nagy tengelyének dőlését adta [21]. ] . A köd pontos összetétele nem ismert, de az Uráni holdak nagyobb sűrűsége a Szaturnuszhoz képest arra utal, hogy valószínűleg kevesebb vizet tartalmazott [14] . Jelentős mennyiségű szén és nitrogén lehet szén-monoxid (CO) és molekuláris nitrogén (N 2 ) formájában, nem pedig metán és ammónia formájában [21] . Egy ilyen ködből kialakított műholdnak kevesebb vízjeget (CO és N 2 klatráttal ) és több kőzetet kell tartalmaznia, ami megmagyarázná nagy sűrűségét [14] .

Az Ariel akkréció útján történő kialakulása valószínűleg több ezer évig tartott [21] . Az akkréciót kísérő ütközések hatására a műhold külső rétegei felmelegedtek. A maximum hőmérsékletet (körülbelül 195 K ) körülbelül 31 km mélységben érte el [22] . A formáció befejeződése után a külső réteg lehűlt, a belső pedig a radioaktív elemek bomlása miatt kezdett felmelegedni [14] . A felületi réteg a lehűlés hatására összehúzódott, míg a fűtő belső réteg kitágul. Ez erős feszültségeket okozott az Ariel-kéregben (a becslések szerint akár 30 MPa is lehet), ami valószínűleg számos hiba kialakulásához vezetett [23] , beleértve esetleg a már látható részeket is [24] . Ennek a folyamatnak körülbelül 200 millió évig kellett volna tartania [23] .

A radioaktív elemek kezdeti akkréciójából és az azt követő bomlásból származó hő elegendő lehet a jég megolvadásához, ha az tartalmaz fagyállót  - ammóniát vagy sót [22] . Az olvadás a jég kőzettől való elválasztásához és jégköpennyel körülvett kőzetmag kialakulásához vezethetett [20] . Határukon ammóniával telített folyékony vízréteg jelenhet meg. Keverékük eutektikus hőmérséklete 176 K [20] . De valószínűleg ez a földalatti óceán már régen befagyott. A fagyással járó tágulás a kéreg megrepedését, kanyonok megjelenését és a régebbi felszínformák simítását eredményezhette [24] . A fagyás előtt a víz feltörhetett a felszínre (ezt a folyamatot kriovulkanizmusnak nevezik ), és elöntötte a kanyonok alját [22] .

A Szaturnusz Dione holdjának hőtörténetének modellezése , amely méretében, sűrűségében és felszíni hőmérsékletében hasonlít az Arielhez, arra utal, hogy az Ariel belsejében a konvekció szilárd állapota ellenére valószínűleg évmilliárdok óta tart. A 173 K feletti hőmérséklet (az ammóniaoldat olvadáspontja ) a műhold felszíne közelében több százmillió évig fennmaradt a kialakulása után, a maghoz közelebb pedig egy milliárd évig [24] .

Kutatás és megfigyelés

Az Ariel látszólagos magnitúdója 14,4 m [25]  – megegyezik a Plútóéval a perihéliumban . Ennek ellenére a Plútó 30 cm -es rekesznyílású teleszkóppal látható [26] , Ariel pedig az Uránusz közelsége miatt gyakran még 40 cm-es rekesznyílással sem látható [27] .

Az Arielről eddig egyetlen közeli képeket a Voyager 2 készítette 1986-ban, az Uránusz és holdjai melletti elrepülés során. A szonda és Ariel közötti minimális távolság - 127 000 km - 1986. január 24-én volt [28] . Az Uránusz műholdai közül a Voyager 2 csak közelebb került Mirandához [29] . Az Arielről készült legjobb képek körülbelül 2 kilométeres felbontásúak [24] . A képek a felszínnek csak 40%-át fedik le, és csak 35%-át rögzítik elég jól geológiai térképezéshez és kráterszámláláshoz [24] . A műholdnak csak a déli féltekét lehetett felfedezni (az északi félteke ekkor még sötétségben volt) [14] . Egyetlen más űrszonda sem látogatta meg az Arielt vagy általában az Uránusz-rendszert. Jelenleg nincsenek aktív tervek az Ariel részletesebb tanulmányozására való visszatérésre, bár különféle koncepciókat javasoltak, például az Uránusz keringőjét és szondáját [30] [31] .

2006. július 26-án a Hubble Űrteleszkóp lefényképezte Ariel áthaladását az Uránusz korongján. Ugyanakkor a műhold árnyéka látható volt a bolygó felhőin. Az ilyen események ritkák, és csak az Uránusz napéjegyenlőségei idején fordulhatnak elő , amikor Ariel pályájának síkja keresztezi a Naprendszer belső részét, ahol a Föld található [32] . Egy másik szakaszt (2008-ban) rögzített az Európai Déli Obszervatórium [33] .

Felület

Arielt kanyargós kanyonok és völgyek tarkítják. Kanyonjai széles grabenek [34] . Vannak hatalmas területek, ahol nagyon kevés becsapódási kráter található. Ez a műhold geológiai aktivitását jelzi, legalábbis a közelmúltban. A műhold felszínét sok helyen nagyon könnyű anyag lerakódásai borítják, láthatóan vízi fagy. A hasadékvölgyek falainak magassága eléri a 10 km-t. Egyes területek simaak, mintha folyékony iszap borították volna, ami folyadékáramlásra utalhat a geológiailag közelmúltban. Lehetnek műanyag jég is (mint a lassan mozgó gleccserek a Földön), de ilyen alacsony hőmérsékleten a vízjeget más anyagokkal, például ammóniával és metánnal kell összekeverni a plaszticitás eléréséhez. A kriovulkanizmus jelenléte nem kizárt [35] .

Az Ariel [36] vizsgált oldalán lévő domborműrészletek neve
(a nevek különböző népek folklórjából és mítoszaiból származnak)
Név Típusú Maximális
méret
(km)
Szélesség
(°)
Hosszúság
(°)
Valaki után elnevezve
Kachina kanyonok kanyon rendszer 622 −33.7 246 Kachina  - szellemek az eredetileg nyugati pueblók , később és számos más nép kozmológiájában és vallásában
Kewpie-kanyon Kanyon 467 −28.3 326,9 Elf Kewpie az angol folklórból[ pontosítás ]
Corrigan kanyon 365 −27.6 347,5 Varázslányok - a kelta mitológiából származó források és források őrzői
Sylph-kanyon 349 −48.6 353 Sylphs  - légi szellemek az angol folklórból
brownie kanyon 343 −16 337.6 A brownie legközelebbi rokona az angol folklórból származó brownie .
Pixie kanyon 278 −20.4 5.1 A pixies  kis lények az angol folklórból.
Canyon Kra 142 −32.1 354.2 Kra - a lélek az akanok mitológiájában
Manó-völgy Völgy 328 −10.4 10.2 A manók az ír folklór  kis emberei .
Sprite-völgy 305 −14.9 340 A sprite a kelta mitológiából származó vízi szellemek .
Abany Kráter húsz −15.5 251.3 Abani - vízi szellemek a perzsa mitológiában
Agape 34 −46,9 336,5 Agape karaktere ( Agape  - más görögül ἀγάπη  - Szerelem) Edmund Spenser " A tündérkirálynő " című verséből
Ataxacus 22 −53.1 224.3 Ataksak istennő az eszkimó mitológiából
Berilyun 29 −22.5 327,9 Tündér Maurice Maeterlinck " A kék madár " című darabjából
Befana 21 −17 31.9 Befana  egy mitológiai karakter az olasz folklórból .
Manó 71 −71,5 339.7 Brownie  - szellem, a ház védőszentje a szláv mitológiából
Unk 22 −12 251.1 A cseh folklórban brownie - hoz hasonló szellem
Dyives húsz −22.3 23 Deives Valditoyos  egy istennő a litván mitológiából .
gwyn 34 −77,5 22.5 Gwyn ap Nudd - az alvilág királya a walesi folklórban
Guon 40 −37,8 33.7 Bordeaux-i Huon  – a francia eposz szereplője
Yangoor 78 −68,7 279,7 Jó szellem, amely napfényt hoz az ausztrál mitológiában
Laika harminc −21.3 44.4 Jó szellem az inka mitológiából
Mab 34 −38,8 352.2 Mab királynő Percy Bysshe Shelley angol író azonos című verséből
Melusina ötven −52.9 8.9 Melusina  - tündér, édesvíz szelleme az európai folklórban
Una (Oonagh) 39 −21.9 244.4 Elf királynő az ír folklórban
Róma 41 −18.3 260,8 A fiatal lány William Henry Hudson "Green Estates" című regényéből
Finvarra (Finvara) 31 −15.8 19 Elf király az ír folklórban

Albedó és szín

Az Ariel az Uránusz legfényesebb holdja. Bond albedója 23 %, geometriai albedója  53% [37] . Az Ariel felület erős oppozíciós hatást mutat : a fázisszög 0°-ról 1°-ra történő növekedésével a visszaverőképesség 53%-ról 35%-ra csökken [37] . A műhold felszínének színe majdnem szürke [38] , és nem függ sem az albedótól, sem a domborzattól. Például a kanyonok ugyanolyan színűek, mint a kráteres területek. A friss kráterekből származó fényes kilökődés azonban valamivel kékebb színű [38] [39] . Ezenkívül a felületen néhány folt található, amelyek a szokásosnál kissé kékebbek. A domborműben ezek láthatóan semmilyen módon nem fejeződnek ki [39] . A hajtott félteke általában körülbelül 2%-kal vörösebb, mint a vezető félteke [39] .

Dombormű részletei

Az Ariel felszínén három fő területtípus létezik: sima, kráteres és kanyonok keresztezik [24] . A domborzat leggyakoribb jellemzői becsapódási kráterek , kanyonok , nyírósziklák, hegyláncok és mélyedések [36] .

Az Ariel déli pólusát egy erősen kráterezett régió veszi körül, amely a legnagyobb ezen a műholdon. Felszínének ez a legrégebbi része [24] . A területet sziklák, kanyonok (grabens) és keskeny hegyláncok hálózata tarkítja, elsősorban a középső szélességeken [24] . A kanyonok ( lat.  chasma , pl. chasmata ) [40] valószínűleg a kéreg globális kiterjedése során keletkezett grabenek . A víz (esetleg ammónia-keverékkel) megfagyása okozta a műhold beleiben [14] [24] . A kanyonok főleg keletre vagy északkeletre irányulnak, és elérik a 15-50 km szélességet [24] . Számos kanyon alja domború, és 1-2 km-re emelkedik [40] . Néha az alját körülbelül 1 km széles vetők választják el a kanyon falaitól [40] . A legszélesebb grabens közepén völgyeknek ( lat.  vallis , pl. valles ) nevezett barázdák találhatók [14] . Ariel leghosszabb kanyonrendszere a Kachin-kanyonok: hosszuk több mint 620 km (a Voyager 2 megfigyelései során túlléptek a terminátoron , így teljes hosszuk ismeretlen) [36] [41] .

A másik fő tereptípus a gerincek és mélyedések által keresztezett terep. Az ilyen területek sávok formájában vannak, amelyek a kráteres területeket keretezik és sokszögű részekre osztják. E sávok szélessége 25–70 km. Az egyenkénti gerincek és vetők hossza eléri a 200 km-t, és 10-35 km távolság választja el őket egymástól. Az egyenetlen terep sávjai gyakran kanyonokba nyúlnak tovább, és valószínűleg az ugyanazon húzófeszültségre adott eltérő kéregválasz eredménye [24] .

Ariel legfiatalabb részei sima, viszonylag alacsonyan fekvő síkságok. A kanyonok alján, valamint több alföldön, kráteres területeken belül helyezkednek el [14] . Utóbbi esetben éles, esetenként karéjos széleik is vannak [24] . Az ilyen síkságok különböző kráteresedési fokából ítélve különböző időpontokban alakultak ki [24] . Eredetük nagy valószínűséggel vulkáni eredetű: a rajtuk lévő kráterek a földi pajzsvulkánokhoz hasonlítanak , az éles szélek pedig arra utalnak, hogy a kitört folyadék nagyon viszkózus volt. Talán túlhűtött víz vagy ammóniaoldat, esetleg szilárd jég [40] . Ennek a hipotetikus kriolávafolyásnak a vastagságát 1-3 kilométerre becsülik [40] . Ezért a kanyonok valószínűleg az Ariel endogén aktivitásának időszakában keletkeztek [24] .

Az Arielt egyenletesebben borítják kráterek, mint az Uránusz többi műholdját, és viszonylag kevés nagy kráter található rajta. Ez arra utal, hogy felülete viszonylag nemrégiben kapott modern megjelenést: történetének egy szakaszában jelentősen korszerűsítették [24] . Úgy gondolják, hogy Ariel geológiai tevékenységének energiaforrása az árapály-melegedés volt azokban az időkben, amikor pályája megnyúltabb volt [19] . Ariel legnagyobb krátere, a Yangoor, mindössze 78 km átmérőjű [36] , és a későbbi deformáció jeleit mutatja. Az Ariel minden nagy kráterének lapos alja és központi csúcsa van, és csak néhány krátert vesz körül fényes kilökődés. Sok kráter sokszögű, láthatóan a már meglévő kéregszerkezet befolyásolja. A kráteres területeken több nagy (nagyságrendileg több száz kilométer átmérőjű) fényes folt található, amelyek becsapódási kráterek lehetnek. Ha igen, akkor olyanok, mint a palimpszesztek a Jupiter Ganymedes holdján [24] . Különösen azt feltételezzük, hogy egy kör alakú, 245 kilométeres mélyedés a déli 10 ° -on található. SH. 30° hüvelyk stb. , egy erősen megsemmisült nagy kráter [42] .

Jegyzetek

Hozzászólások
  1. Más paraméterek alapján számítva.
  2. A műhold területét a következőképpen számítjuk ki r -ből: .
  3. A v térfogatot az r sugárból a következőképpen számítjuk ki : .
  4. A felszíni gravitáció kiszámítása m tömeg , G gravitációs állandó és r sugár felhasználásával történik a következőképpen: .
  5. A második térsebességet az m tömeg , a G gravitációs állandó és az r sugár felhasználásával számítjuk ki a következőképpen: .
  6. Az Uránusz öt legnagyobb holdja (az Uránusztól való távolság sorrendjében) a Miranda , az Ariel, az Umbriel , a Titania és az Oberon.
  7. A mérési hiba miatt még mindig nem világos , hogy ki a harmadik legnagyobb műhold az Ariel vagy az Umbriel .
Források
  1. 1 2 Bolygóműhold átlagos pályaparaméterei  . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Letöltve: 2013. március 6. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22..
  2. 1 2 Thomas PC Az Uránusz műholdjainak sugarai, alakjai és topográfiája a végtag  koordinátái alapján  // Icarus . - Elsevier , 1988. - Vol. 73 , sz. 3 . - P. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - Iránykód .
  3. 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH és Synnott SP Az Uránusz és főbb műholdjainak tömegei a Voyager nyomkövetési adataiból és a Föld alapú Uráni műholdadatokból  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 103 , sz. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - Iránykód .
  4. Shakespeare Uránusz holdjai (2016. július 8.).
  5. Mélységben | Ariel – NASA Naprendszer-  kutatás
  6. Lassell, W. Az Uranus belső műholdjairól  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - P. 15-17 . - Iránykód .
  7. 1 2 Lassell, W. William Lassell, Esq. levele a szerkesztőnek  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Vol. 2 , sz. 33 . — 70. o . - doi : 10.1086/100198 . - Iránykód .
  8. Herschel, William. A Georgium Sidus további négy műholdjának felfedezéséről; Bejelentették régi műholdjainak retrográd mozgását; És eltűnésük oka bizonyos távolságra a bolygótól, magyarázattal  //  Philosophical Transactions of the Royal Society of London : folyóirat. - 1798. - Kt. 88 , sz. 0 . - 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - Iránykód .
  9. Holden, ES Az Uránusz belső műholdain  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1874. - Vol. 35 . - P. 16-22 . - Iránykód .
  10. Lassell, W. Levél Prof. Holden könyve az Uránusz belső műholdjairól  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 1874. - Vol. 35 . - P. 22-27 . - Iránykód .
  11. Lassell, W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (angol)  // Astronomische Nachrichten. - Wiley-VCH , 1852. - 1. évf. 34 . — 325. o . — Iránykód .
  12. Phillip S Harrington. Kozmikus kihívás: Az Ultimate Observing List for  Amatőrs . - Cambridge University Press , 2011. -  364. o . — ISBN 9780521899369 .
  13. Kuiper, GP  Az Uránusz ötödik műholdja  // A Csendes-óceáni Astronomical Society kiadványai . - 1949. - 1. évf. 61 , sz. 360 . - 129. o . - doi : 10.1086/126146 . - .
  14. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Smith, BA; LA; soderblom; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, G. A.; barna, jobb; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (angol)  // Science : Journal. - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 97-102 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 . (58-59., 60-64. oldal)
  15. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Grundy, WM; Young, L. A.; Spencer, JR; et al. H 2 O és CO 2 jegeinek eloszlása ​​Ariel, Umbriel, Titania és Oberon szigeteken IRTF  / SpeX megfigyelések alapján  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184. sz . 2 . - P. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
  16. Ness, N.F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Mágneses mezők az Uránusznál   // Tudomány . - 1986. - 1. évf. 233. sz . 4759 . - 85-89 . o . - doi : 10.1126/tudomány.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  17. Miller, C.; Chanover, NJ Umbriel 2007. augusztusi Titania és Ariel okkultációinak dinamikus paramétereinek feloldása  (angolul)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2009. — 20. évf. 200 , nem. 1 . - P. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  18. Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Az uráni műholdak árapály-evolúciója III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 és Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 85 , sz. 2 . - P. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - Iránykód .
  19. 1 2 3 4 Tittemore, W. Ariel árapály-melegítése   // Icarus . - Elsevier , 1990. - Vol. 87 , sz. 1 . - 110-135 . o . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90024-4 . - .
  20. 1 2 3 4 5 6 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. A felszín alatti óceánok és a közepes méretű külső bolygóműholdak és a nagy transz-neptunusz-objektumok mély belső terei  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , sz. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  21. 1 2 3 Mousis, O. Termodinamikai feltételek modellezése az Uráni-alködben – Következtetések a szabályos műholdak összetételére  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - P. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
  22. 1 2 3 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Félix. A Szaturnusz és az Uránusz műholdjainak akkréciós melegítése  //  Journal of Geophysical Research : folyóirat. - 1988. - 1. évf. 93. sz . B8 . - P. 8,779-94 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - Iránykód .
  23. 1 2 Hillier, J.; Squires, Steven. Termikus feszültségtektonika a Szaturnusz és az Uránusz műholdain  //  Journal of Geophysical Research : folyóirat. - 1991. - 1. évf. 96 , sz. E1 . — P. 15,665-74 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — Iránykód .
  24. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Plescia, JB Geological terrains and crater Frequencys on Ariel  (angol)  // Nature : Journal. - 1987. - 1. évf. 327. sz . 6119 . - 201. o . - doi : 10.1038/327201a0 . - .
  25. Arlot, J.; Sicardy, B. Az uráni napéjegyenlőség idején előforduló események és konfigurációk előrejelzései és megfigyelései  (angol)  // Planetary and Space Science  : Journal. — Elsevier , 2008. — 20. évf. 56 , sz. 14 . - 1778. o . - doi : 10.1016/j.pss.2008.02.034 . - Iránykód .
  26. Ebben a hónapban a Plútó látszólagos magnitúdója m=14,1. Megnézhetnénk egy 11"-es, 3400 mm-es gyújtótávolságú reflektorral? (A hivatkozás nem érhető el) . Singapore Science Centre. Hozzáférés dátuma: 2007. március 25. Az eredetiből archiválva : 2005. november 11.. 
  27. Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. Az Uránusz megfoghatatlan holdjai . Sky&Telescope. Letöltve: 2011. január 4. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 26..
  28. ↑ A Voyager küldetés leírása  . A Planetary Rings Node - Planetary Data System ( NASA ) . SETI Intézet (1997. február 19.). Letöltve: 2014. április 19. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25..
  29. Kő, EK; Stone, EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - 1. évf. 92 , sz. A13 . - P. 14,873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - Iránykód .
  30. Missions to Uranus  (angol)  (nem elérhető link) . NASA Solar System Exploration (2010). Hozzáférés dátuma: 2011. január 11. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 26..
  31. Simon, Amy; Nimmo, Ferenc; Anderson, Richard C. (2021. június 7.). "Utazás egy jégóriás rendszerhez: Uránusz keringő és szonda" . Planetáris küldetés koncepciója a 2023-2032-es bolygótudományi évtizedes felméréshez ]. NASA . Letöltve: 2022. május 1 .
  32. Uránusz és  Ariel . Hubblesite (72/674. hírközlemény) (2006. július 26.). Letöltve: 2006. december 14. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 26..
  33. Uránusz és műholdak  (eng.)  (hozzáférhetetlen kapcsolat) . Európai Déli Obszervatórium (2008). Letöltve: 2010. november 27. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 26..
  34. Smith, B.A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A. et al. "Voyager 2 az Uráni rendszerben: Képalkotó tudományos eredmények" // Science - No. 233 (4759) - 1986. - Pp. 43-64. a Science weboldalon Archivált 2015. szeptember 24-én a Wayback Machine -nél
  35. Kargel, JS  Kriovulkanizmus a jeges műholdakon  // Föld, Hold és bolygók : folyóirat. - Springer , 1994. - 1. évf. 67 , sz. 1-3 . - 101-113 . o .
  36. 1 2 3 4 A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió (IAU) Planetary System Nomenclature (WGPSN) munkacsoportja. Ariel. A nómenklatúra keresési  eredményei . A bolygónómenklatúra közlönye. Letöltve: 2013. március 10. Az eredetiből archiválva : 2013. március 15..
  37. 1 2 Karkoschka, E. Az Uránusz gyűrűinek és 16 műholdjának átfogó fotometriája a Hubble-űrtávcsővel  // Ikarusz  :  folyóirat. - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - 51-68 . o . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — Iránykód .
  38. 12 Bell III, JF; McCord, T. B. (1991). Spektrális egységek keresése az Uráni műholdakon színarányos képek segítségével (Conference Proceedings) . Hold- és bolygótudományi konferencia, március 21., 12–16. 1990. Houston, TX, Egyesült Államok: Lunar and Planetary Sciences Institute. pp. 473-489. Elavult használt paraméter |coauthors=( súgó ) Archiválva : 2019. május 3. a Wayback Machine -nél
  39. 1 2 3 Buratti, BJ; Mosher, Joel A. Összehasonlító globális albedó- és színtérképek az Uráni műholdakról  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - 1-13 . o . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
  40. 1 2 3 4 5 Schenk, PM Fluid Volcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition  //  Journal of Geophysical Research : folyóirat. - 1991. - 1. évf. 96 . - 1887. o . - doi : 10.1029/90JB01604 . - Iránykód . (1893-1896. oldal)
  41. Stryk T. Az Uránusz holdjainak éjszakai oldalainak feltárása . A Planetary Society blogja . The Planetary Society (2008. május 13.). Hozzáférés dátuma: 2011. június 28. Az eredetiből archiválva : 2012. február 4.
  42. Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. . Nagy becsapódási jellemzők közepes méretű jeges műholdakon  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 171. sz . 2 . - P. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - .