Ariel (måne): Forskjell mellom sideversjoner

Slettet innhold Innhold lagt til

På linje

Siste sideversjon per 4. feb. 2024 kl. 11:29

Ariel

Oppdagelse
Oppdaget av		William Lassell
Oppdaget		24. oktober 1851
Oppkalt etter		Ariel
Objekttype		Uranus' måner, regular moon^[!]
Baneegenskaper^[1]
Moderlegeme		Uranus
Store halvakse		191020
Eksentrisitet		0.0012
Omløpstid		2.520
Inklinasjon		0,260°
Fysiske egenskaper
Dimensjoner		1 162,2×1 155,8×1 155,4
Gjennomsnittlig radius		578.9 km
Overflatens areal		4211300 km²
Volum		812600000 km³
Masse		1353000000000000000000
Middeltetthet		1.66 g/cm³
Gravitasjon ved ekvator		1.353 m/s²
Unnslipningshastighet		0.558 km/s
Rotasjonsperiode		Synkron
Overflaterefleksjon		0.53 (geometrisk) 0.23 (bond)^[2]
Overflatetemperatur Solverv^[3]^[4]:		min. snitt max ? – 84 ± 1 K
Tilsynelatende størrelsesklasse		14.4 (R-band)^[5]

Ariel på Commons

Ariel, også benevnt Uranus I, er den fjerde største av de 27 kjente månene til planeten Uranus. Månen går i bane og roterer rundt ekvatorplanet til Uranus, det vil si at den går nesten vinkelrett på banen til planeten og dermed får ekstreme årstider.

Månen ble oppdaget av William Lassell i oktober 1851 og oppkalt etter en figur i to forskjellige litterære verk. Mye av detaljkunnskapen om Ariel basert på data fra en enkelt forbiflyvning gjennomført av romsonden Voyager 2 i 1986, hvor rundt 35 % av overflaten ble fotografert. Det finnes ingen aktive planer om å dra dit for å studere månen, men fra tid til tid foreslås det ulike konsepter for dette, som for eksempel Uranus orbiter and probe.

Etter Miranda er Ariel den nest minste av Uranus' fem store, runde satellitter, og den ligger nest nærmest planeten. Månen er blant de minste (nr. 14) av solsystemets 19 kjente sfæriske månene, og det antas at den er sammensatt av omtrent like deler av is og stein. Som alle de andre månene rundt Uranus, ble Ariel sannsynligvis dannet fra en akkresjonsskive som omga planeten kort tid etter dannelsen. Sannsynligvis er månen også differensiert med en indre kjerne av stein omgitt av en mantelen av is, akkurat som de andre store månene. Ariel har en kompleks overflate med omfattende kraterterreng avskåret av et system av klipper, daler og rygger. Overflaten viser tegn til mer nylig geologisk aktivitet enn de andre månene til Uranus, mest sannsynlig på grunn av tidevannsoppvarming.

Oppdagelse og navn

Ariel ble oppdaget 24. oktober 1851 av William Lassell, og er oppkalt etter luftånden i Alexander Popes The Rape of the Lock og William Shakespeares Stormen.

Både Ariel og den noe større Umbriel ble oppdaget av Lassell samme dag.^[6]^[7] William Herschel, som oppdaget de to største Uranus-månene Titania og Oberon i 1787, hevdet å ha observert ytterligere fire måner,^[8] men disse ble aldri bekreftet og er nå regnet for å hav vært «falske».^[9]^[10]^[11]

Alle av Uranus' måner er oppkalt etter skikkelser i verkene til William Shakespeare eller Alexander Popes The Rape of the Lock. Alle de fire satellittene som var kjent da, ble oppkalt etter forslag fra John Herschel i 1852, på forespørsel fra Lassell.^[12] Ariel er oppkalt etter den ledende sylfen i The Rape of the Lock.^[13] Det er også navnet ånden som tjener Prospero i Shakespeare Stormen.^[14] Månen bærer også betegnelsen Uranus I.^[7]

Bane

Blant Uranus' fem største måner er Ariel den som ligger nest nærmest planeten, med en avstand på ca. 190 000 km.^[a] Banen har en liten eksentrisitet og er svært lite inklinert i forhold til Uranus' ekvator.^[1] Omløpstiden tilsvarer ca. 2,5 døgn her på jorden og tilsvarer også Ariels rotasjonsperiode. Det vil si at satellitten er i en bundet rotasjon med Uranus, og at den samme siden av Ariel alltid vender mot planeten.^[15]

Hele banen til Ariel ligger innenfor magnetosfæren til Uranus.^[3] De bakre halvkulene – de som vender bort fra retningen av banen – til satellitter uten luft, og som går i bane på innsiden av en magnetosfære, treffes av magnetosfærisk plasma som roterer med planeten.^[16] Dette bombardementet av plasma kan føre til at den bakre halvkulen for alle observerte måner unntatt Oberon (se under) blir mørkere.^[3] I 1986 observerte Voyager 2 et fall i energetiske partikler rundt månens bane, som følge av at Ariel også fanger opp magnetosfæriske ladede partikler.^[17]

Fordi Ariel, akkurat som Uranus, går i bane rundt solen nesten på siden i forhold til rotasjonen, er de nordlige og sørlige halvkulene enten vendt direkte mot eller direkte bort fra solen ved solvervene. Dette betyr at det oppstår ekstreme sesongsykluser. Akkurat som jordens poler har permanent mørke eller dagslys rundt solvervene, har Ariels poler permanent mørke eller dagslys tilsvarende et halvt år på Uranus (42 år på jorden) der solen stiger opp nær senit over en av polene for hvert solverv.^[3]

Da Voyager 2 fløy forbi i 1986, sammenfalt det med solverv på den sørlige halvkulen, og nesten hele den nordlige halvkulen var ubelyst. Hvert 42. år, når Uranus har et jevndøgn og ekvatorplanet skjærer jorden, blir det mulig med gjensidig okkultasjon av Uranus' måner. En rekke slike hendelser fant sted i 2007–2008, inkludert en okkultasjon mellom Ariel og Umbriel 19. august 2007.^[18]

Per i dag er ikke Ariel en del av noen baneresonanser med andre måner. Tidligere, derimot, har den vært i en 5:3-resonans med Miranda. Dette kan ha vært en delvis grunn til oppvarmingen av den månen – selv om den maksimale oppvarmingen tilknyttet en tidligere 1:3-resonans mellom Umbriel og Miranda sannsynligvis var tre ganger større.^[19]

Ariel kan tidligere også ha vært låst i en 4:1-resonans med Titania, som den senere slapp unna.^[20] Å komme unna en slik baneresonanse er mye lettere for månene til Uranus enn det er for de til Jupiter og Saturn.^[20] Dette skyldes at Uranus har mindre grad av flattrykthet enn de to andre.^[20] Denne resonansen, som sannsynligvis oppstod for ca. 3,8 milliarder år siden, ville ha økt Ariels baneeksentrisitet og ført til tidevannfriksjon på grunn av tidsvarierende tidevannskrefter fra Uranus. Dette ville ha ført til en oppvarming av månens indre med så mye som 20 K.^[20]

Sammensetning og indre struktur

Ariel er den fjerde største av Uranus' måner, og kan ha ha den tredje største massen.^[b] Månen har en tetthet på 1,66 g/cm³,^[21] noe som indikerer at den består av omtrent like delere frossent vann og tett, ikke-is-komponent.^[22] Sistnevnte kan bestå av stein og karbonholdige materialer inkludert tunge organiske forbindelser kjent som tholiner.^[15] Tilstedeværelsen av frossent vann støttes av infrarøde spektroskopiske observasjoner som har avslørt krystallinsk is på overflaten.^[3]

Spektrallinjene til frossent vann er sterkere på Ariels førende halvkule en den er på den bakre.^[3] Grunnen til denne forskjellen er ikke kjent, men det kan være relatert til bombardementet av ladede partikler fra Uranus magnetosfære som er sterkere på den bakre halvkulen på grunn av plasmaets rotasjon med planeten.^[3] De energetiske partiklene freser opp isen, bryter ned metanet som er fanget i isen som klatrathydrater, formørker andre organiske stoffer og etterlater mørke, karbonrike rester.^[3]

Med unntak av vann, er det bare karbondioksid (CO₂) som har blitt identifisert på overflaten gjennom infrarød spektroskopi. Karbondioksiden er primært konsentrert på den bakre halvkulen. Blant alle månene rundt Uranus viser Ariel de sterkeste spektroskopiske tegnene på CO₂,^[3] og den var den første Uranus-månen hvor dette ble oppdaget.^[3] Opphavet til denne karbondioksiden er ikke helt klar. Den kan være produsert lokalt fra karbonater eller organiske materialer under påvirkning av de energetiske ladede partiklene fra Uranus' magnetosfære eller solens ultrafiolette stråling. Denne hypotesen ville forklart asymmetrien i fordelingen ved at den bakre halvkulen er gjenstand for en mer inens magnetosfærisk påvirkning enn hva fremre halvkulen er. En annen mulig kilde er utblåsingen av den opprinnelige CO₂ som er fanget av frossent vann i Ariels indre. Uttømmingen av CO₂ fra det indre kan være relatert til tidligere geologisk aktivitet på månen.^[3]

Gitt størrelsen, sammensetningen av is og stein og den mulige tilstedeværelsen av salt eller ammoniakk i løsning for senke frysepunktet for vann, kan Ariels indre være differensiert i en steinete kjerne omgitt av en isete mantel.^[22] Hvis dette er tilfellet, er radien av kjernen (372 km) ca. 64 % av månen, og massen er rundt 56 % av månens totale masse (parametrene er gitt av månens sammensetning). Trykket i sentrum av Ariel er ca. 0,3 GPa (3 kbar).^[22] Tilstanden til den isete mantelen er uklar, selv om eksistensen av et underjordisk hav anses som usannsynlig.^[22]

Overflate

Albedo og farge

Ariel er den mest reflektive av Uranus' måner.^[2] Overflaten viser en opposisjonseffekt, det vil si at reflektiviteten reduseres fra 53 % ved fasevinkel på 0° (geometrisk albedo) til 35 % ved en vinkel på ca. 1°. Ariels Bond-albedo er omtrent 23 % – det høyeste blant Uranus måner.^[2] Overflaten er generelt nøytral i fargen,^[23] men der kan være en forskjell mellom den fremre og bakre halvkulen;^[24] Sistnevnte synes å være ca. 2 % rødere enn førstnevnte.^[c]

Det vises generelt ingen sammenheng mellom albedo og geologi på den ene side og farge på den andre side. For eksempel har dalene den samme fargen som det kraterbelagte terrenget. Dog er noen rester rundt noen nyere kratre litt blåere i fargen.^[23]^[24] Der finnes også noen flekker som er blitt blålige i fargen, men disse sammenfaller ikke med noen kjente overflateformasjoner.^[24]

Overflateformasjoner

Se også: Liste over geologiske formasjoner på Ariel

Den delen av overflaten som er observert, kan deles inn i tre typer terreng: kraterterreng, åsete terreng og sletter.^[25] De vanligste formasjonene er nedslagskratre, daler, klipper, åsrygger og forsenkninger.^[26]

Kraterterrenget, en skiftende overflate dekket av en rekke nedslagskratre og som ligger ved Ariels sørpol, er månens eldste og mest geografisk omfattende geologiske enhet.^[25] Enheten er gjennomskåret av et nettverk av klipper, canyoner (graben) og smale rygger som primært oppstår i Ariels midlere sørlige breddegrader.^[25] Canyonene, som er kjent som chasmata,^[27] er trolig graben dannet av forkastninger som kom av globale strekkstyrker forårsaket av frysende vann (eller vandig ammoniakk) i månens indre (se under).^[15]^[25]

Canyonene er ofte 15–50 km brede og ligger normalt i en østlig eller nordøstlig retning.^[25] Bunnen i mange av disse er konvekse og stiger opp med 1–2 km.^[27] I noen tilfeller er også gulvet adskilt fra veggene i canyonen av grøfter (forsenkninger) med bredder på ca. 1 km.^[27] De bredeste graben har spor som løper langs det konvekse gulvet som kalles valles.^[15] Den lengste canyon er Kachina Chasma, som er over 620 km lang – den strekker seg inn på halvkulen av Ariel som ikke var belyst da Voyager 2 var der.^[26]^[28]

Den andre hoved-terrengtypen – åsete terreng – består av bånd av rygger og daler som strekker seg over hundrevis av kilometer. Det binder sammen grenser til kraterterrenget og deler det opp i polygoner. I hvert av områdene, som kan bli opp til 25–70 km brede, er det individuelle rygger og daler opp til 200 km lange og 10–35 km fra hverandre. Områdene med åsete terreng danner ofte fortsettelsen av daler, noe som antyder at de kan være en form for graben eller resultat av en annen reaksjon i skorpen med de samme ekstensjonspåkjenningene.^[25]

Det yngste terrenget som er observert på Ariel er slettene – relativt lavtliggende jevne områder som må ha blitt dannet over en lang tidsperiode om man skal tolke de varierende mengdene av kratre.^[25] Slettene finnes på bunnen av dalførene og i noen få irregulære forsenkninger i midten av det kraterbelagte terrenget.^[15] I sistnevnte tilfelle er de adskilt fra det kraterbelagte terrenget av tydelige grenser, som i noen tilfeller har et flikkete mønster.^[25]

Det mest sannsynlige er at disse slettene oppstår gjennom vulkanske prosesser. Deres lineære geometri ligner terrestriske skjoldvulkaner, og distinkte topografiske forhold antyder at lavaen som ble sendt ut var svært viskøs, kanskje en løsning av superkjølt vann og ammoniakk.^[27] Isvulkanisme er også en mulighet.^[27] Tykkelsen på disse hypotetiske kryolavastrømmene er estimert til å være 1–3 km.^[27] Dalstrøkene må derfor ha blitt dannet på en tid hvor den endogene restruktureringen av overflaten fremdeles fant sted på Ariel.^[25]

Ariel synes å ha en relativt jevn kraterfordeling sammenlignet med de andre Uranus-månene;^[15] den relative mangelen på store kratre^[d] antyder at overflaten ikke er av samme dato som solsystemets dannelse, noe som betyr at Ariel må ha fått en ny overflate over det hele en gang i løpet av historien.^[25] Tidligere geologisk aktivitet på Ariel antas å ha blitt drevet av tidevannsoppvarming på en tid da banen var mer eksentrisk enn den nåværende.^[20]

Det største krateret som er observert på Ariel, Yangoor, er 78 km i diameter,^[26] og viser tegn på deformering. Alle de store kratrene på satellitten har flate gulv og sentrale topper, og noe få av kratrene er omgitt av lyse oppvirvlede avleiringer. Mange av kratrene er polygonale, noe som antyder at utseende ble påvirket av den allerede eksisterende skorpestrukturen. På de kraterbelagte slettene er det noen få store (ca. 100 km i diameter) lyse flekker som kan være forringede nedslagskratre. Hvis dette er tilfelle, vil de være lignende palimpsest på Jupiter-månen Ganymedes.^[25] Det er også foreslått at en sirkulær nedsenkning som er 245 km i diameter, og som ligger ved 10°S 30°E er en stor, men svært forringet nedslagsformasjon.^[29]

Opprinnelse og utvikling

Ariel antas å ha blitt dannet fra en akkresjonsskive eller subtåke – en skive av gass og støv som enten eksisterte rundt Uranus i en periode etter dannelsen av planeten, eller som ble dannet av kjempenedslaget som sannsynligvis ga Uranus den store aksehelningen.^[30] Den nøyaktige sammensetningen av denne subtåken er ikke kjent, men den høyere tettheten til Uranus' måner sammenlignet med Saturns måner indikerer at den kan ha vært relativt fattig på vann.^[e]^[15] Betydelige mengder karbon og nitrogen kan og ha vært til stede i form av karbonmonoksid (CO) og molekylært nitrogen (N₂) i stedet for metan og ammoniakk.^[30] Månene som ble dannet i en slik subtåke ville inneholdt mindre frossent vann (med CO og N₂ fanet som klatrater) og mer stein, noe som forklarer den høyere tettheten.^[15]

Akkresjonsporsessen varte sannsynligvis i flere tusen år før månen fulldannet.^[30] Modeller antyder at nedslag som følge av akkresjonen gjorde at Ariels ytre lag ble varmet opp, og at de nådde en temperatur på rundt 195 K i en dybde på 31 km.^[31] Etter at dannelsesprosessen var ferdig, ble det ytre laget avkjølt mens det indre av Ariel ble varmet opp på grunn av radioaktive grunnstoffer i bergartene.^[15] Det avkjølende ytre laget trakk seg sammen, samtidig som det indre ekspanderte. Dette forårsaket strekkspenninger i månens skorpe – estimert til 30 MPa – og kan ha ført til oppsprekking.^[32] Noen av sprekkene som finnes på Ariel i dag kan være et resultat av denne prosessen,^[25] som varte i omtrent 200 millioner år.^[32]

Den opprinnelige akkresjonsoppvarmingen sammen med det kontinuerlige henfallet av radioaktive grunnstoffer, og sannsynligvis tidevannsoppvarming, kan ha ført til smeling av isen dersom der fantes en kjølevæske som ammoniakk (i form av ammoniumhydrat) eller salt.^[31] Smeltingen kan ha ført til separasjonen av is fra bergartene og dannelsen av en steinete kjerne omgitt av en isete mantel.^[22] Et lag av flytende vann (hav) rikt på oppløst ammoniakk kan ha dannet grensen mellom kjernen og mantelen. Den eutektiske temperaturen til denne blandingen er 176 K.^[22] Dette havet har sannsynligvis frosset igjen for lenge siden. Frysingen av vannet førte sannsynligvis til utvidelsen av det indre, som igjen kan ha ført til dannelsen av daler og utslettelsen av den gamle overflaten.^[25] Væsken fra havet kan ha vært i stand til å sluppe ut gjennom overflaten og oversvømme bunnen av daler gjennom en prosess kjent som kryovulkanisme.^[31]

Termisk modellering av Saturn-månen Dione, som ligner Ariel i størrelse, tetthet og overflatetemperatur, antyder at fastfase-konveksjonen kan ha vart i Ariels indre i milliarder av år, og at temperaturer i overkant av 173 K (smeltepunktet for vandig ammoniakk) kan ha vedvart nær overflaten i flere hundre millioner år etter dannelsen, og nesten en milliard år nærmere kjernen.^[25]

Observasjon og utforskning

Utdypende artikkel: Utforskning av Uranus

HST-bilde av Ariel som passerer Uranus.
Foto: *Hubble-teleskopet*

Ariels tilsynelatende størrelsesklasse er 14,4,^[5] lignende det Pluto har nær perihelium. Men selv om Pluto kan ses gjennom et teleskop med en 30 cm irisblender,^[33] gjør nærheten til Uranus og gjenskinnet fra planeten at Ariel ofte er usynlig selv teleskoper med 40 cm irisblender.^[34]

Det eneste nærbildet ble tatt av Voyager 2-sonden da den fotograferte månen under sin forbiflyvning av Uranus i januar 1986. På det nærmeste var Voyager 2 127 000 km unna Ariel – betydelig nærmere enn den var noen av de andre Uranus-månene, med unntak av Miranda.^[35] De beste bildene av satellitten har en optisk oppløsning på 2 km.^[25] De dekker omtrent 40 % av overflaten, men bare 35 % ble fotografert med den kvaliteten som kreves for geologisk kartlegging og kratertelling.^[25]

På tidspunktet for forbiflyvningen var den sørlige halvkulen på Ariel (akkurat som de andre Uranus-månene) vendt mot solen, slik at den nordlige (mørke) halvkulen ikke kunne studeres.^[15] Ingen andre romsonder har noensinne besøkt Uranus-systemet, og per 2010 er ingen oppdrag til Uranus og månene planlagt.^[36] Muligheten for å sende Cassini-sonden til Uranus ble vurdert i planleggingsfasen for forlengelsen av oppdraget.^[37] Det ville i så tilfelle ha tatt sonden 20 år å komme seg fra Saturn til Uranus-systemet.^[37]

Passasjer

26. juli 2006 fanget Hubble-teleskopet en sjelden passering mellom der Ariel passerte Uranus. Passeringen kastet en skygge på planeten som var synlig i skytoppene. Slike hendelser er sjeldne, og oppstår bare rundt jevndøgn når satellittens baneplan rundt Uranus heller 98° mot Uranus baneplan rundt solen.^[38] En annen passasje i 2008 ble registrert av det europeiske sørobservatorium.^[39]

Referanser

Fotnoter

^ De fem store månene er Miranda, Ariel, Umbriel, Titania og Oberon.
^ På grunn av unøyaktigheter ved de nåværende målingene, er det uklart hvorvidt Ariel er mer massiv enn Umbriel eller ikke. Se Jet Propulsion Laboratory, Physical.
^ Fargens fastsettes av forholdet mellom albedo sett gjennom de grønne (0,52–0,59 μm) og fiolette (0,38–0,45 μm) filtrene til Voyager 2. Se Bell & McCord 1991, s. 473–489 og Buratti & Mosher 1991, s. 1–13.
^ Tettheten av kratre større enn 30 km i diameter på overflaten varierer fra 20 til 70 km per million km² på Ariel, mens den er rundt 1 800 for Oberon eller Umbriel. Se Plescia 1987, s. 788
^ For eksempel har Tethys, en av Saturns måner, en tetthet på 0,97 g/cm³, noe som betyr at den er mer enn 90 % vann. Se Grundy et al. 2006, s. 543–555

Litteraturhenvisninger

^ ^a ^b Jet Propulsion Laboratory, Orbital.
^ ^a ^b ^c Karkoschka, Hubble 2001, s. 51–68.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k Grundy et al. 2006, s. 543–555.
^ Hanel et al. 1986, s. 70–74.
^ ^a ^b Arlot & Sicardy 2008, s. 1778.
^ Lassell 1851, s. 15–17.
^ ^a ^b Lassell, Letter 1851, s. 70.
^ Herschel 1798, s. 47–79.
^ Struve 1848, s. 44–47.
^ Holden 1784, s. 16–22.
^ Lassell 1874, s. 22–27.
^ Lassell 1852, s. 325.
^ Harrington 2011, s. 364.
^ Kuiper 1949, s. 129.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j Smith et al. 1986, s. 43–64, se sidene 58–59 og 60–64.
^ Ness et al. 1986, s. 85–59.
^ Krimigis et al. 1986, s. 97–102.
^ Miller & Chanover 2009, s. 343–346.
^ Tittemore & Wisdom 1990, s. 394–443.
^ ^a ^b ^c ^d ^e Tittemore 1990, s. 110–139.
^ Jacobson et al. 1992, s. 2068–2078.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Hussmann, Sohl & Spohn 2006, s. 258–273.
^ ^a ^b Bell & McCord 1991, s. 473–489.
^ ^a ^b ^c Buratti & Mosher 1991, s. 1–13.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p Plescia, Ariel 1987, s. 201–204.
^ ^a ^b ^c USGS Astrogeology.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Schenk 1991, s. 1887, se også s. 1893–1896.
^ Stryk 2008.
^ Moore et al. 2004, s. 421–443.
^ ^a ^b ^c Mousis 2004, s. 373–380.
^ ^a ^b ^c Squyres et al. 1988, s. 8779–8794.
^ ^a ^b Hillier & Squyres 1991, s. 15665–15674.
^ Singapore Science Centre.
^ Sinnot & Asford.
^ Stone 1987, s. 14873–14876.
^ NASA Solar System Exploration 2010.
^ ^a ^b Pappalardo & Spiker 2009.
^ Hubblesite 2006.
^ European Southern Observatory 2008.

Litteratur

Trykt litteratur

Arlot, J.; Sicardy, B. (2008). «Predictions and observations of events and configurations occurring during the Uranian equinox» (pdf). Planetary and Space Science (engelsk). 56 (14). Bibcode:2008P&SS...56.1778A. doi:10.1016/j.pss.2008.02.034.

A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images. Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Mar. 12–16, 1990. Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. 1991. Bibcode:1991LPSC...21..473B.

Buratti, Bonnie J.; Mosher, Joel A. (1991). «Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites». Icarus (engelsk). 90 (1). Bibcode:1991Icar...90....1B. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(91)90064-Z.

Grundy, W.M.; Young, L.A.; Spencer, J.R.; Johnson, R.E.; Young, E.F.; Buie, M.W. (2006). «Distributions of H₂O and CO₂ ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations». Icarus (engelsk). 184 (2). Bibcode:2006Icar..184..543G. arXiv:0704.1525 . doi:10.1016/j.icarus.2006.04.016.

Hanel, R.; Conrath, B.; Flasar, F.M.; Kunde, V.; Maguire, W.; Pearl, J.; Pirraglia, J.; Samuelson, R.; Cruikshank, D. (4. juli 1986). «Infrared Observations of the Uranian System». Science (engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...70H. PMID 17812891. doi:10.1126/science.233.4759.70.

Harrington, Phillip S. (2011). Cosmic Challenge: The Ultimate Observing List for Amateurs (engelsk). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-89936-9.

Herschel, William (1. januar 1798). «On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus. The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained». Philosophical Transactions of the Royal Society of London (engelsk). 88. Bibcode:1798RSPT...88...47H. doi:10.1098/rstl.1798.0005.

Hillier, John; Squyres, Steven W. (1991). «Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research (engelsk). 96 (E1). Bibcode:1991JGR....9615665H. doi:10.1029/91JE01401.

Holden, E.S. (1874). «On the inner satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 35. Bibcode:1874MNRAS..35...16H.

Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H.; Synnott, S.P. (1992). «The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data». The Astronomical Journal (engelsk). 103 (6). Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211.

Karkoschka, Erich (2001). «Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope». Icarus (engelsk). 151 (1). Bibcode:2001Icar..151...51K. doi:10.1006/icar.2001.6596.

Krimigis, S.M.; Armstrong, T.P.; Axford, W.I.; Cheng, A.F.; Gloeckler, G.; Hamilton, D.C.; Keath, E.P.; Lanzerotti, L.J.; Mauk, B.H. (4. juli 1986). «The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment». Science (engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...97K. PMID 17812897. doi:10.1126/science.233.4759.97.

Kuiper, G.P. (1949). «The Fifth Satellite of Uranus». Publications of the Astronomical Society of the Pacific (engelsk). 61 (360). Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146.

Lassell, W. (1851). «On the interior satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 12. Bibcode:1851MNRAS..12...15L.

Lassell, W. (1851). «Letter from William Lassell, Esq., to the Editor». Astronomical Journal (engelsk). 2 (33). Bibcode:1851AJ......2...70L. doi:10.1086/100198.

Lassell, W. (1852). «Beobachtungen der Uranus-Satelliten». Astronomische Nachrichten (tysk). 34. Bibcode:1852AN.....34..325.

Lassell, W. (1874). «Letter on Prof. Holden's Paper on the inner satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 35. Bibcode:1874MNRAS..35...22L.

Miller, C.; Chanover, N.J. (2009). «Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel». Icarus (engelsk). 200 (1). Bibcode:2009Icar..200..343M. doi:10.1016/j.icarus.2008.12.010.

Moore, Jeffrey M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S.; Asphaug, Erik; McKinnon, William B. (2004). «Large impact features on middle-sized icy satellites» (PDF). Icarus (engelsk). 171 (2). Bibcode:2004Icar..171..421M. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009.

Mousis, O. (2004). «Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition». Astronomy & Astrophysics (engelsk). 413. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515.

Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E.P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer; Fritz M. (1986). «Magnetic Fields at Uranus». Science (engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...85N. PMID 17812894. doi:10.1126/science.233.4759.85.

Plescia, J.B. (1987). «Geology and Cratering History of Ariel». Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference (engelsk). 18. Bibcode:1987LPI....18..788P.

Plescia, J.B. (21. mai 1987). «Geological terrains and crater frequencies on Ariel». Nature (engelsk). 327 (6119). Bibcode:1987Natur.327..201P. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/327201a0.

Schenk, P.M. (1991). «Fluid Volcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition». Journal of Geophysical Research (engelsk). 96. Bibcode:1991JGR....96.1887S. doi:10.1029/90JB01604.

Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J.M.; Brahic, A.; Briggs, G.A., Brown, R.H.; Collins, S.A. (4. juli 1986). «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results». Science (engelsk). 233 (4759). Bibcode:1986Sci...233...43S. PMID 17812889. doi:10.1126/science.233.4759.43.

«Accretional Heating of the Satellites of Saturn and Uranus». Journal of Geophysical Research (engelsk). 93 (B8). 1988. Bibcode:1988JGR....93.8779S. doi:10.1029/JB093iB08p08779.

Stone, E.C. (10. desember 1987). «The Voyager 2 Encounter with Uranus». Journal of Geophysical Research (engelsk). 92 (A13). Bibcode:1987JGR....9214873S. ISSN 0148-0227. doi:10.1029/JA092iA13p14873.

Struve, O. (1848). «Note on the Satellites of Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk). 8 (3). Bibcode:1848MNRAS...8...43.

Thomas, P.C. (1988). «Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates». Icarus (engelsk). 73 (3). Bibcode:1988Icar...73..427T. doi:10.1016/0019-1035(88)90054-1.

Tittemore, William C. (1990). «Tidal heating of Ariel». Icarus (engelsk). 87 (1). Bibcode:1990Icar...87..110T. doi:10.1016/0019-1035(90)90024-4.

Tittemore, William C.; Wisdom, Jack (1990). «Tidal evolution of the Uranian satellites: III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities». Icarus (engelsk). 85 (2). Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S.

Øvrig litteratur

«Uranus and satellites» (engelsk). European Southern Observatory. 2008. Arkivert fra originalen 26. august 2011. Besøkt 9. juni 2013.

«Uranus and Ariel» (engelsk). Hubblesite. 26. juni 2006. Arkivert fra originalen 26. august 2011. Besøkt 14. juni 2013.

«Planetary Satellite Mean Orbital Parameters» (engelsk). Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Arkivert fra originalen 22. august 2011. Besøkt 8. juni 2013.

«Planetary Satellite Physical Parameters» (engelsk). Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics). Arkivert fra originalen 22. mai 2009. Besøkt 9. juni 2013.

«Missions to Uranus» (engelsk). NASA Solar System Exploration. 2010. Arkivert fra originalen 26. august 2011. Besøkt 14. juni 2013.

Bob Pappalardo (9. mars 2009). «Cassini Proposed Extended-Extended Mission (XXM)» (PDF) (engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 22. oktober 2012. Besøkt 9. juni 2013.

«This month Pluto's apparent magnitude is m=14.1. Could we see it with an 11" reflector of focal length 3400 mm?» (engelsk). Singapore Science Centre. Arkivert fra originalen 11. november 2005. Besøkt 13. juni 2013.

Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. «The Elusive Moons of Uranus» (engelsk). Sky & Telescope. Arkivert fra originalen 26. august 2011. Besøkt 13. juni 2013.

Stryk, Ted; Lakdawalla, Emily (red.) (13. mars 2008). «Revealing the night sides of Uranus' moons». The Planetary Society Blog (engelsk). The Planetary Society. Arkivert fra originalen 4. februar 2012. Besøkt 9. juni 2013.

«Nomenclature Search Results: Ariel». Gazetteer of Planetary Nomenclature (engelsk). USGS Astrogeology. Arkivert fra originalen 4. februar 2012. Besøkt 9. juni 2013.

Eksterne lenker

(en) Ariel (moon) – kategori av bilder, video eller lyd på Commons

Portal:Astronomi

(engelsk) Ariel profile hos NASA's Solar System Exploration
(engelsk) AN, 33 (1852) 257/258
(engelsk) Ariel basemap derived from Voyager images
(engelsk) Ariel page (inkludert merkede kart over Ariel) hos Views of the Solar System
(engelsk) NASA archive of publicly released Ariel images
(engelsk) Paul Schenk's 3D images and flyover videos of Ariel and other outer solar system satellites
(engelsk) Ariel nomenclature from the USGS Planetary Nomenclature web site
(engelsk) Ted Stryk: Revealing the night sides of Uranus' moons

[store-15] De fem store månene er Miranda, Ariel, Umbriel, Titania og Oberon.

[masse2-22] På grunn av unøyaktigheter ved de nåværende målingene, er det uklart hvorvidt Ariel er mer massiv enn Umbriel eller ikke. Se Jet Propulsion Laboratory, Physical.

[farge-27] Fargens fastsettes av forholdet mellom albedo sett gjennom de grønne (0,52–0,59 μm) og fiolette (0,38–0,45 μm) filtrene til Voyager 2. Se Bell & McCord 1991, s. 473–489 og Buratti & Mosher 1991, s. 1–13.

[store_kratre-32] Tettheten av kratre større enn 30 km i diameter på overflaten varierer fra 20 til 70 km per million km² på Ariel, mens den er rundt 1 800 for Oberon eller Umbriel. Se Plescia 1987, s. 788

[tetthet-35] For eksempel har Tethys, en av Saturns måner, en tetthet på 0,97 g/cm³, noe som betyr at den er mer enn 90 % vann. Se Grundy et al. 2006, s. 543–555

[FOOTNOTEJet_Propulsion_Laboratory,_''Orbital''-1] Jet Propulsion Laboratory, Orbital.

[FOOTNOTEKarkoschka,_Hubble200151–68-2] Karkoschka, Hubble 2001, s. 51–68.

[FOOTNOTEGrundyYoungSpencerJohnson2006543–555-3] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k Grundy et al. 2006, s. 543–555.

[FOOTNOTEHanelConrathFlasarKunde198670–74-4] Hanel et al. 1986, s. 70–74.

[FOOTNOTEArlotSicardy20081778-5] Arlot & Sicardy 2008, s. 1778.

[FOOTNOTELassell185115–17-6] Lassell 1851, s. 15–17.

[FOOTNOTELassell,_''Letter''185170-7] Lassell, Letter 1851, s. 70.

[FOOTNOTEHerschel179847–79-8] Herschel 1798, s. 47–79.

[FOOTNOTEStruve184844–47-9] Struve 1848, s. 44–47.

[FOOTNOTEHolden178416–22-10] Holden 1784, s. 16–22.

[FOOTNOTELassell187422–27-11] Lassell 1874, s. 22–27.

[FOOTNOTELassell1852325-12] Lassell 1852, s. 325.

[FOOTNOTEHarrington2011364-13] Harrington 2011, s. 364.

[FOOTNOTEKuiper1949129-14] Kuiper 1949, s. 129.

[FOOTNOTESmithSoderblomBeebeBliss198643–64se_sidene_58–59_og_60–64-16] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j Smith et al. 1986, s. 43–64, se sidene 58–59 og 60–64.

[FOOTNOTENessAcuñaBehannonBurlaga198685–59-17] Ness et al. 1986, s. 85–59.

[FOOTNOTEKrimigisArmstrongAxfordCheng198697–102-18] Krimigis et al. 1986, s. 97–102.

[FOOTNOTEMillerChanover2009343–346-19] Miller & Chanover 2009, s. 343–346.

[FOOTNOTETittemoreWisdom1990394–443-20] Tittemore & Wisdom 1990, s. 394–443.

[FOOTNOTETittemore1990110–139-21] Tittemore 1990, s. 110–139.

[FOOTNOTEJacobsonCampbellTaylorSynnott19922068–2078-23] Jacobson et al. 1992, s. 2068–2078.

[FOOTNOTEHussmannSohlSpohn2006258–273-24] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Hussmann, Sohl & Spohn 2006, s. 258–273.

[FOOTNOTEBellMcCord1991473–489-25] Bell & McCord 1991, s. 473–489.

[FOOTNOTEBurattiMosher19911–13-26] Buratti & Mosher 1991, s. 1–13.

[FOOTNOTEPlescia,_''Ariel''1987201–204-28] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p Plescia, Ariel 1987, s. 201–204.

[FOOTNOTEUSGS_Astrogeology-29] USGS Astrogeology.

[FOOTNOTESchenk19911887se_også_s._1893–1896-30] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Schenk 1991, s. 1887, se også s. 1893–1896.

[FOOTNOTEStryk2008-31] Stryk 2008.

[FOOTNOTEMooreSchenkBrueschAsphaug2004421–443-33] Moore et al. 2004, s. 421–443.

[FOOTNOTEMousis2004373–380-34] Mousis 2004, s. 373–380.

[FOOTNOTESquyresReynoldsSummersShung19888779–8794-36] Squyres et al. 1988, s. 8779–8794.

[FOOTNOTEHillierSquyres199115665–15674-37] Hillier & Squyres 1991, s. 15665–15674.

[FOOTNOTESingapore_Science_Centre-38] Singapore Science Centre.

[FOOTNOTESinnotAsford-39] Sinnot & Asford.

[FOOTNOTEStone198714873–14876-40] Stone 1987, s. 14873–14876.

[FOOTNOTENASA_Solar_System_Exploration2010-41] NASA Solar System Exploration 2010.

[FOOTNOTEPappalardoSpiker2009-42] Pappalardo & Spiker 2009.

[FOOTNOTEHubblesite2006-43] Hubblesite 2006.

[FOOTNOTEEuropean_Southern_Observatory2008-44] European Southern Observatory 2008.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[a]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[b]

[21]

[22]

[23]

[24]

[c]

[25]

[26]

[27]

[28]

[d]

[29]

[30]

[e]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

v d r Uranus' måner
Indre	Ringer · Cordelia · Ophelia · Bianca · Cressida · Desdemona · Juliet · Portia · Rosalind · Cupid · Belinda · Perdita · Puck · Mab
Store (sfæroidiske)	Miranda · Ariel · Umbriel · Titania · Oberon
Ytre (irregulære)	Francisco · Caliban · Stephano · Trinculo · Sycorax · Margaret · Prospero · Setebos · Ferdinand
Geologiske formasjoner	Arieliske (Kachina Chasma · Yangoor) · Mirandiske (Verona Rupes) · Oberoniske (Hamlet · Mommur Chasma) · Puckiske · Titanianske (Gertrude · Messina Chasma · Ursula · Rousillon Rupes) · Umbrielliske (Wunda · Vuver · Skynd)
Kategori:Uranus' måner · Portal:Astronomi · Category:Moons of Uranus

v d r Uranus
Oppdagelse	William Herschel · William Lassell · Gerard Kuiper · James L. Elliot
Egenskaper	Atmosfære · Klima (Uranus' mørke flekk) · Magnetosfære · Ringer · Måner
Store måner	Puck · Ariel · Miranda · Oberon · Titania · Umbriel ·
Utforskning	Voyagerprogrammet (Voyager 2) · Uranus orbiter and probe (foreslått)
Annet	15 Orionis · Uranus-kryssende småplaneter
Kategori:Uranus · Portal:Astronomi · Category:Uranus