Ariel (satelit)

Ariel  este a patra lună ca mărime a lui Uranus . Deschis la 24 octombrie 1851 de William Lassell și numit după sylph principal din poemul lui Alexander Pope „Răpirea încuietorii” și spiritul care l-a servit pe Prospero în „ The Tempest ” de William Shakespeare [4] [5] . Aproape toate datele disponibile (pentru 2022) despre Ariel au fost obținute în timpul zborului navei spațiale Voyager 2 în 1986. Doar 35% din suprafața sa a fost fotografiată. Nicio altă navă spațială nu s-a apropiat de ea.

Ariel este unul dintre cei mai mici sateliți sferici din sistemul solar (al 14-lea ca mărime din 19). Dintre sateliții lui Uranus, este al patrulea ca mărime (dintre cei cinci sateliți mari, doar Miranda este mai mic decât acesta) și are un albedo record . Este compus din aproximativ jumătate de gheață și jumătate de piatră și este foarte posibil diferențiat într-un miez de piatră și o manta de gheață. La fel ca toți sateliții mari ai lui Uranus, Ariel s-a format probabil dintr-un disc de acreție care a înconjurat planeta pentru prima dată după formarea sa. Ariel are o topografie complexă de suprafață - zonele cu cratere puternice sunt străbătute de stânci, canioane și lanțuri muntoase. Are urme mai tinere de activitate geologică decât alte luni ale lui Uranus. Sursa de energie pentru aceasta, cel mai probabil, a fost încălzirea mareelor.

Orbita lui Ariel, ca și alți sateliți mari ai lui Uranus, se află în planul ecuatorului planetei. Prin urmare, acești sateliți sunt supuși unor schimbări sezoniere extreme ale iluminării.

Descoperire și denumire

Ariel a fost descoperită împreună cu Umbriel la 24 octombrie 1851 de William Lassell [6] [7] . William Herschel , care a descoperit în 1787 doi mari sateliți ai lui Uranus - Titania și Oberon - a susținut că a observat încă 4 sateliți [8] , dar, se pare, aceste observații erau eronate [9] [10] .

Numele acestui satelit (precum și al celorlalți trei sateliți cunoscuți atunci ai lui Uranus) a fost propus în 1852 de John Herschel la cererea lui Lassell [11] . Ariel este numit după silfa principală din poemul lui Alexander Pope Răpirea lacătului [12] . Era și numele spiritului care l-a servit pe Prospero în Furtuna [ 13] de Shakespeare . Ariel este denumit și Uranus I [7] .

Orbită

Dintre cele cinci luni mari ale lui Uranus, Ariel ocupă locul al doilea în ordinea distanței [a 6] . Este situat la o distanță de 190.000 de kilometri de planetă. Excentricitatea orbitei și înclinarea acesteia față de ecuatorul lui Uranus sunt foarte mici [1] . Perioada orbitală este de aproximativ 2,5 zile pământești și coincide cu perioada de rotație . Astfel, Ariel este întotdeauna întors către Uranus de aceeași parte [14] . Orbita lui Ariel se află în întregime în magnetosfera lui Uranus [15] . Prin urmare, particulele de plasmă magnetosferică se ciocnesc în mod constant cu emisfera sa trasară , care orbitează mult mai repede decât Ariel (cu o perioadă egală cu perioada de rotație axială a lui Uranus). Aparent, acest lucru duce la întunecarea emisferei conduse [16] . Această caracteristică este observată în toți sateliții mari ai lui Uranus, cu excepția Oberonului [15] .

Deoarece Uranus se învârte în jurul Soarelui „pe partea sa”, iar orbitele sateliților săi se află în planul ecuatorial al planetei, schimbarea anotimpurilor pe ei este foarte ciudată. Fiecare pol al lui Ariel este în întuneric complet timp de 42 de ani și iluminat continuu timp de 42 de ani, iar în timpul solstițiului de vară Soarele de la pol aproape ajunge la zenit [15] . Zborul Voyager 2 din 1986 a coincis cu solstițiul de vară în emisfera sudică, aproape toată emisfera nordică în umbră. O dată la 42 de ani - în timpul echinocțiului de pe Uranus - Pământul trece aproximativ prin planul său ecuatorial, iar apoi se pot observa ocultările reciproce ale sateliților săi. Mai multe astfel de evenimente au fost observate în 2007-2008 (inclusiv ocultarea lui Ariel de către Umbriel în 19 august 2007) [17] .

Ariel nu are în prezent rezonanță orbitală cu nicio lună a lui Uranus. În trecut, probabil a existat o rezonanță de 5:3 cu Miranda, care ar putea fi motivul încălzirii acesteia din urmă (deși încălzirea maximă a interiorului Mirandei datorită rezonanței sale 1:3 cu Umbriel a fost de aproximativ trei ori mai mare) [ 18] . Ariel a fost probabil odată blocat într-o rezonanță 4:1 cu Titania, din care a plecat mai târziu [19] . Este mult mai ușor pentru sateliții lui Uranus să se îndepărteze de rezonanța orbitală decât sateliții lui Saturn sau Jupiter de masă similară , datorită mai puțin aplatizării [19] . Rezonanța în care ar fi probabil să fie Ariel acum 3,8 miliarde de ani a crescut excentricitatea orbitală . Rezultatul a fost frecarea în intestinele lui Ariel din cauza unei schimbări regulate a mărimii forțelor mareelor , care ar putea duce la încălzirea intestinelor satelitului cu 20 ° [19] .

Compoziție și structură internă

Ariel este a patra cea mai mare și posibil a treia lună ca mărime a lui Uranus [a 7] . Densitatea sa este de 1,66 g/cm 3 [3] , ceea ce indică faptul că satelitul este format din părți aproximativ egale de gheață de apă și roci mai dense [20] . Acesta din urmă poate consta din piatră și materiale carbonice, inclusiv compuși organici cu greutate moleculară mare numiți tolini [14] . Cu ajutorul spectroscopiei în infraroșu s-a găsit gheață de apă la suprafață [15] . Benzile sale de absorbție sunt mai pronunțate pe emisfera principală (direcționată spre mișcarea de-a lungul orbitei) [15] . Motivele acestei asimetrii sunt necunoscute, dar se presupune că este cauzată de bombardarea suprafeței de către particule încărcate din magnetosfera lui Uranus, care acționează asupra emisferei trase [15] . Acești ioni pulverizează gheața, descompunând metanul pe care îl conține (formând clatrat ) și atacă alte materii organice, lăsând un reziduu întunecat, bogat în carbon [15] .

Pe lângă gheața de apă, dioxidul de carbon (CO 2 ) a fost detectat utilizând spectroscopie în infraroșu pe Ariel , care este concentrat în principal în emisfera posterior. Pe acest satelit al lui Uranus, se vede mai bine în cursul unor astfel de observații (și a fost descoperit mai devreme) decât pe toate celelalte [15] . Originea dioxidului de carbon nu este complet clară. S-ar fi putut forma la suprafață din carbonați sau materie organică sub influența radiației ultraviolete solare sau a ionilor sosiți din magnetosfera lui Uranus. Acesta din urmă poate explica asimetria în distribuția dioxidului de carbon pe suprafața satelitului, deoarece acești ioni bombardează emisfera posterior. O altă sursă posibilă este degazarea gheții de apă din interiorul lui Ariel. Într-un astfel de caz, eliberarea de CO 2 se poate datora activității geologice anterioare a satelitului [15] .

Având în vedere dimensiunea lui Ariel, raportul dintre gheață și piatră din el și posibila prezență a sării sau amoniacului (care scad punctul de îngheț al apei), putem concluziona că satelitul poate fi diferențiat într-un miez de piatră și o manta de gheață. [20] . Dacă da, atunci masa nucleului este de aproximativ 56% din masa lui Ariel, iar raza sa este de 64% din raza satelitului (aproximativ 372 km). Acești parametri sunt calculați pe baza compoziției lui Ariel. Presiunea în centrul satelitului este de aproximativ 0,3 GPa (3 kbar ) [20] . Starea actuală a mantalei de gheață este neclară, dar existența unui ocean subteran este considerată improbabilă [20] .

Origine și evoluție

La fel ca toate lunile majore ale lui Uranus, Ariel s-a format probabil dintr-un disc de acreție de gaz și praf care fie a existat în jurul lui Uranus de ceva timp după formarea planetei, fie a venit dintr-un impact uriaș care, cel mai probabil, i-a dat lui Uranus o înclinare foarte mare a axei sale [21]. ] . Compoziția exactă a nebuloasei este necunoscută, dar densitatea mai mare a lunilor uraniene în comparație cu cele ale lui Saturn indică faptul că probabil conținea mai puțină apă [14] . Cantități semnificative de carbon și azot pot fi sub formă de monoxid de carbon (CO) și azot molecular (N 2 ) mai degrabă decât metan și amoniac [21] . Un satelit format dintr-o astfel de nebuloasă ar trebui să conțină mai puțină gheață de apă (cu clatrați de CO și N 2 ) și mai multă rocă, ceea ce ar explica densitatea sa mare [14] .

Formarea lui Ariel prin acumulare a durat probabil câteva mii de ani [21] . Ciocnirile care au însoțit acreția au făcut ca straturile exterioare ale satelitului să se încălzească. Temperatura maximă (aproximativ 195 K ) a fost atinsă la o adâncime de aproximativ 31 km [22] . După terminarea formării, stratul exterior s-a răcit, iar cel interior a început să se încălzească din cauza dezintegrarii elementelor radioactive [14] . Stratul de suprafață s-a contractat din cauza răcirii, în timp ce stratul interior de încălzire s-a extins. Acest lucru a provocat tensiuni puternice în scoarța Ariel (estimată a fi de până la 30 MPa ), ceea ce a dus probabil la formarea a numeroase falii [23] , inclusiv, posibil, părți din cele care sunt acum vizibile [24] . Acest proces ar fi trebuit să dureze aproximativ 200 de milioane de ani [23] .

Căldura de la acumularea inițială și dezintegrarea ulterioară a elementelor radioactive ar putea fi suficientă pentru a topi gheața dacă conține antigel  - amoniac sau sare [22] . Topirea ar fi putut duce la separarea gheții de rocă și la formarea unui miez de rocă înconjurat de o manta de gheață [20] . La limita lor ar putea apărea un strat de apă lichidă saturată cu amoniac. Temperatura eutectică a amestecului lor este de 176 K [20] . Dar, cel mai probabil, acest ocean subteran a înghețat cu mult timp în urmă. Expansiunea care a însoțit înghețul poate avea ca rezultat crăparea crustei, apariția canioanelor și netezirea formelor de relief mai vechi [24] . Înainte de îngheț, este posibil ca apa să fi năvălit la suprafață (proces cunoscut sub numele de criovulcanism ) și să fi inundat fundul canioanelor [22] .

Modelarea istoriei termice a lunii lui Saturn Dione , care este similară cu Ariel ca mărime, densitate și temperatura de suprafață, sugerează că convecția din interiorul lui Ariel, în ciuda stării lor solide, a continuat probabil de miliarde de ani. Temperatura de peste 173 K (punctul de topire al soluției de amoniac ) lângă suprafața satelitului a persistat câteva sute de milioane de ani după formarea acestuia și mai aproape de miez - timp de un miliard de ani [24] .

Cercetare și observare

Magnitudinea aparentă a lui Ariel este de 14,4 m [25]  - aceeași cu cea a lui Pluto la periheliu . Cu toate acestea, Pluto poate fi văzut cu un telescop cu o deschidere de 30 cm [26] , iar Ariel, datorită apropierii sale de Uranus, adesea nu este vizibil chiar și cu o deschidere de 40 cm [27] .

Singurele imagini de prim-plan ale lui Ariel până în prezent au fost obținute de Voyager 2 în 1986, în timpul unui zbor al lui Uranus și a lunilor sale. Distanța minimă dintre sondă și Ariel - 127.000 km - a fost pe 24 ianuarie 1986 [28] . Dintre sateliții lui Uranus, Voyager 2 s-a apropiat doar de Miranda [29] . Cele mai bune imagini cu Ariel au o rezoluție de aproximativ 2 kilometri [24] . Imaginile acoperă doar 40% din suprafață și doar 35% sunt surprinse suficient de bine pentru cartografierea geologică și numărarea craterelor [24] . A fost posibil să se exploreze doar emisfera sudică a satelitului (emisfera nordică era în întuneric în acel moment) [14] . Nicio altă navă spațială nu a vizitat Ariel sau sistemul Uranus în general. În prezent, nu există planuri active de a reveni la un studiu mai detaliat al lui Ariel, deși au fost propuse diverse concepte precum orbiterul și sonda Uranus [30] [31] .

Pe 26 iulie 2006, telescopul spațial Hubble a fotografiat trecerea lui Ariel pe discul lui Uranus. În același timp, umbra satelitului era vizibilă pe norii planetei. Astfel de evenimente sunt rare și pot avea loc doar în timpul echinocțiului de pe Uranus, când planul orbitei lui Ariel traversează partea interioară a sistemului solar, unde se află Pământul [32] . Un alt pasaj (în 2008) a fost înregistrat de Observatorul European de Sud [33] .

Suprafață

Ariel este presărat cu canioane și văi întortocheate. Canioanele sale sunt grabenuri largi [34] . Există zone vaste în care există foarte puține cratere de impact. Aceasta indică activitatea geologică a satelitului, cel puțin în trecutul relativ recent. Suprafața satelitului este în multe locuri acoperită cu depozite de material foarte ușor, aparent ger de apă. Înălțimea pereților văilor rift ajunge la 10 km. Unele zone sunt netede, parcă acoperite cu noroi lichid, ceea ce poate indica fluxuri de fluide în trecutul geologic recent. Ele pot fi, de asemenea, gheață de plastic (cum ar fi ghețarii cu mișcare lentă de pe Pământ), dar la temperaturi atât de scăzute, gheața de apă trebuie amestecată cu alte substanțe, cum ar fi amoniacul și metanul, pentru a obține plasticitate. Nu este exclusă prezența criovulcanismului [35] .

Albedo și culoare

Ariel este cea mai strălucitoare lună a lui Uranus. Albedo-ul său Bond este de 23% și albedo-ul său geometric  este de 53% [37] . Suprafața Ariel prezintă un puternic efect de opoziție : pe măsură ce unghiul de fază crește de la 0° la 1°, reflectivitatea scade de la 53% la 35% [37] . Culoarea suprafeței acestui satelit este aproape gri [38] și nu depinde nici de albedo, nici de relief. De exemplu, canioanele au aceeași culoare ca zonele cu cratere. Cu toate acestea, ejecțiile strălucitoare din craterele proaspete sunt puțin mai albastre [38] [39] . În plus, există câteva pete pe suprafață puțin mai albastre decât de obicei. În relief, ele, aparent, nu sunt exprimate în niciun fel [39] . Emisfera condusă este în general mai roșie decât cea principală cu aproximativ 2% [39] .

Detalii relief

Există trei tipuri principale de zone pe suprafața lui Ariel: netede, craterizate și străbătute de canioane [24] . Cele mai comune caracteristici ale reliefului sunt craterele de impact , canioanele , stâncile de forfecare, lanțurile muntoase și depresiunile [36] .

Polul sud al lui Ariel este înconjurat de o regiune puternic craterizată, cea mai mare de pe acest satelit. Aceasta este cea mai veche parte a suprafeței sale [24] . Zona este presărată cu o rețea de stânci, canioane (grabens) și lanțuri muntoase înguste, situate în principal la latitudinile mijlocii [24] . Canioanele ( lat.  chasma , pl. chasmata ) [40] sunt probabil grabeni formați în timpul extinderii globale a crustei. A fost cauzată de înghețarea apei (posibil cu un amestec de amoniac) în intestinele satelitului [14] [24] . Canioanele sunt îndreptate în principal spre est sau nord-est și ating o lățime de 15-50 km [24] . Fundul multor canioane este convex și se ridică la 1-2 km [40] . Uneori fundul este separat de pereții canionului prin falii de aproximativ 1 km lățime [40] . În centrul celor mai largi grabenuri se află șanțuri numite văi ( lat.  vallis , pl. valles ) [14] . Cel mai lung sistem de canioane al lui Ariel sunt canioanele Kachin: lungimea lor este de peste 620 km (în timpul observațiilor Voyager 2, au trecut dincolo de terminator , deci lungimea lor totală este necunoscută) [36] [41] .

Celălalt tip principal de teren este terenul străbătut de creste și depresiuni. Astfel de zone sunt sub formă de benzi care încadrează zonele craterate și le împart în părți poligonale. Lățimea acestor benzi este de 25–70 km. Crestele și faliile din cadrul fiecăreia dintre ele ating o lungime de 200 km și sunt separate între ele prin distanțe de 10-35 km. Benzile de teren accidentat continuă adesea în canioane și pot fi probabil rezultatul unui răspuns diferit al crustei la aceeași tensiune de tracțiune [24] .

Cele mai tinere părți ale Arielului sunt câmpii netede, relativ joase. Sunt situate pe fundul canioanelor, precum și în mai multe zone joase din interiorul unor zone craterizate [14] . În acest din urmă caz, au și margini ascuțite, uneori lobate [24] . Judecând după gradul diferit de craterizare a unor astfel de câmpii, acestea s-au format în momente diferite [24] . Originea lor este cel mai probabil vulcanică: craterele de pe ele seamănă cu vulcanii scut de pe Pământ, iar marginile ascuțite indică faptul că lichidul erupt a fost foarte vâscos. Poate că era apă suprarăcită sau o soluție de amoniac și, eventual, gheață solidă [40] . Grosimea acestui flux de criolava ipotetic este estimată la 1-3 kilometri [40] . Prin urmare, canioanele s-au format probabil în perioada activității endogene pe Ariel [24] .

Ariel este acoperit cu cratere mai uniform decât alți sateliți ai lui Uranus și există relativ puține cratere mari pe el. Acest lucru indică faptul că suprafața sa a căpătat un aspect modern relativ recent: la o anumită perioadă a istoriei sale, a fost semnificativ actualizată [24] . Se crede că sursa de energie pentru activitatea geologică a lui Ariel a fost încălzirea mareelor ​​în acele vremuri când orbita sa era mai alungită [19] . Cel mai mare crater al lui Ariel, Yangoor, are doar 78 km în diametru [36] și prezintă semne de deformare ulterioară. Toate craterele mari de pe Ariel au un fund plat și un vârf central și doar câteva cratere sunt înconjurate de ejecta luminoase. Multe cratere sunt poligonale, aparent influențate de structura crustală preexistentă. În zonele cu cratere, există mai multe puncte luminoase mari (de ordinul a sute de kilometri în diametru), care pot fi distruse cratere de impact. Dacă da, ele sunt ca palimpsestele de pe luna lui Jupiter Ganimede [24] . În special, se presupune că o depresiune circulară de 245 de kilometri situată la 10 ° S. SH. 30° in. etc. , este un crater mare puternic distrus [42] .

Note

1. ↑ Calculat pe baza altor parametri.
2. ↑ Aria satelitului se calculează din r astfel: .
3. ↑ Volumul v se calculează din raza r astfel: .
4. ↑ Gravitația la suprafață se calculează folosind masa m , constanta gravitațională G și raza r astfel: .
5. ↑ A doua viteză spațială se calculează folosind masa m , constanta gravitațională G și raza r astfel: .
6. ↑ Cele mai mari cinci luni ale lui Uranus sunt (în ordinea distanței de la Uranus) Miranda , Ariel, Umbriel , Titania și Oberon.
7. ↑ Din cauza erorii de măsurare , încă nu este clar cine este al treilea satelit ca mărime Ariel sau Umbriel .

1. ↑ 1 2 Parametrii orbitali medii ai satelitului planetar  . Laboratorul de propulsie cu reacție, Institutul de Tehnologie din California. Preluat la 6 martie 2013. Arhivat din original la 22 august 2011.
2. ↑ 1 2 Thomas PC Razele, formele și topografia sateliților lui Uranus din  coordonatele membrelor  // Icar . - Elsevier , 1988. - Vol. 73 , nr. 3 . - P. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - .
3. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH și Synnott SP Masele lui Uranus și sateliții săi majori din datele de urmărire ale Voyager și datele satelitilor uranieni bazate pe Pământ  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1992. - Vol. 103 , nr. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - Cod biblic .
4. ↑ Shakespeare's Moons of Uranus (8 iulie 2016). (nedefinit)
5. ↑ În profunzime |  Ariel - Explorarea Sistemului Solar de la NASA
6. ↑ Lassell, W. On the interior satellites of Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - P. 15-17 . - .
7. ↑ 1 2 Lassell, W. Scrisoare de la William Lassell, Esq., către editor  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1851. - Vol. 2 , nr. 33 . — P. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
8. ↑ Herschel, William. Despre descoperirea a patru sateliți suplimentari ai Georgium Sidus; Anunțată mișcarea retrogradă a vechilor săi sateliți; Și cauza dispariției lor la anumite distanțe de la planetă explicată  //  Tranzacțiile filosofice ale Societății Regale din Londra : jurnal. - 1798. - Vol. 88 , nr. 0 . - P. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - Cod biblic .
9. ↑ Holden, ES Despre sateliții interiori ai lui Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1874. - Vol. 35 . - P. 16-22 . - Cod biblic .
10. ↑ Lassell, W. Scrisoare despre Prof. Lucrarea lui Holden despre sateliții interiori ai lui Uranus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1874. - Vol. 35 . - P. 22-27 . - .
11. ↑ Lassell, W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (engleză)  // Astronomische Nachrichten. - Wiley-VCH , 1852. - Vol. 34 . — P. 325 . — Cod biblic .
12. ↑ Phillip S Harrington. Provocare cosmică: Lista supremă de observare pentru  amatori . - Cambridge University Press , 2011. - P.  364 . — ISBN 9780521899369 .
13. ↑ Kuiper, GP  Al cincilea satelit al lui Uranus  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . - 1949. - Vol. 61 , nr. 360 . - P. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - Cod biblic .
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.; maro, RH; Collins, SA Voyager 2 în sistemul uranian: Imaging Science Results  (engleză)  // Science : journal. - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - P. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - Cod biblic . — PMID 17812889 . (paginile 58-59, 60-64)
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Grundy, WM; Young, L.A.; Spencer, JR; et al. Distribuții de gheață H 2 O și CO 2 pe Ariel, Umbriel, Titania și Oberon din observațiile IRTF  / SpeX  // Icarus  : jurnal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , nr. 2 . - P. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - Cod . - arXiv : 0704.1525 .
16. ↑ Ness, N.F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; et al. Câmpuri magnetice la Uranus   // Știință . - 1986. - Vol. 233 , nr. 4759 . - P. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — Cod biblic . — PMID 17812894 .
17. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Rezolvarea parametrilor dinamici ai ocultărilor Titania și Ariel din august 2007 de Umbriel  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , nr. 1 . - P. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - Cod .
18. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Evoluția mareelor ​​a sateliților uranieni III. Evoluția prin Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 și Ariel-Umbriel 2:1 comensurabilități medii de mișcare  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 85 , nr. 2 . - P. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
19. ↑ 1 2 3 4 Tittemore, W. Tidal heating of  Ariel  // Icarus . - Elsevier , 1990. - Vol. 87 , nr. 1 . - P. 110-135 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90024-4 . - .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Oceane subterane și interioare adânci ale sateliților planetei exterioare de dimensiuni medii și obiectelor mari trans-neptuniene  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - P. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - Cod .
21. ↑ 1 2 3 Mousis, O. Modeling the thermodynamic conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - Științe EDP , 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, Felix. Încălzirea acrețională a sateliților lui Saturn și Uranus  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1988. - Vol. 93 , nr. B8 . - P. 8.779-94 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - Cod biblic .
23. ↑ 1 2 Hillier, J.; Squires, Steven. Tectonica stresului termic pe sateliții lui Saturn și Uranus  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1991. - Vol. 96 , nr. E1 . — P. 15.665-74 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — Cod biblic .
24. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Plescia, JB Terenuri geologice și frecvențe craterelor pe Ariel  (engleză)  // Nature : journal. - 1987. - Vol. 327 , nr. 6119 . — P. 201 . - doi : 10.1038/327201a0 . - .
25. ↑ Arlot, J.; Sicardy, B. Predicții și observații ale evenimentelor și configurațiilor care au loc în timpul echinocțiului uranian  (engleză)  // Planetary and Space Science  : journal. — Elsevier , 2008. — Vol. 56 , nr. 14 . - P. 1778 . - doi : 10.1016/j.pss.2008.02.034 . - Cod biblic .
26. ↑ În această lună, magnitudinea aparentă a lui Pluto este m=14,1. Am putea să-l vedem cu un reflector de 11" cu distanță focală 3400 mm? (link indisponibil) . Singapore Science Centre. Accesat la 25 martie 2007. Arhivat din original la 11 noiembrie 2005. (nedefinit) 
27. ↑ Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. Lunii evazive ale lui Uranus . Cer și Telescop. Preluat la 4 ianuarie 2011. Arhivat din original la 26 august 2011. (nedefinit)
28. ↑ Descrierea  misiunii Voyager . Nodul inelelor planetare - Sistemul de date planetare ( NASA ) . Institutul SETI (19 februarie 1997). Consultat la 19 aprilie 2014. Arhivat din original pe 25 august 2011.
29. ↑ Stone, EC; Stone, EC Întâlnirea Voyager 2 cu Uranus  //  Jurnalul de cercetări geofizice. - 1987. - Vol. 92 , nr. A13 . - P. 14.873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - Cod biblic .
30. ↑ Missions to Uranus  (engleză)  (link indisponibil) . NASA Solar System Exploration (2010). Data accesului: 11 ianuarie 2011. Arhivat din original pe 26 august 2011.
31. ↑ Simon, Amy; Nimmo, Francis; Anderson, Richard C. (7 iunie 2021). „Călătorie către un sistem gigant de gheață: Orbiterul și Sonda Uranus” . Conceptul de misiune planetară pentru sondajul decenal al științei planetare 2023-2032 ]. NASA . Preluat la 1 mai 2022 .
32. ↑ Uranus și  Ariel . Hubblesite (Comunicat de presă 72 din 674) (26 iulie 2006). Preluat la 14 decembrie 2006. Arhivat din original la 26 august 2011.
33. ↑ Uranus și sateliții  (ing.)  (link inaccesibil) . Observatorul European de Sud (2008). Consultat la 27 noiembrie 2010. Arhivat din original pe 26 august 2011.
34. ↑ Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. şi colab. „Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results” / / Science - Nr. 233 (4759) - 1986. - Pp. 43-64. pe site-ul web Science Arhivat 24 septembrie 2015 la Wayback Machine
35. ↑ Kargel, JS  Criovulcanismul pe sateliții de gheață  // Pământ, Lună și Planete : jurnal. - Springer , 1994. - Vol. 67 , nr. 1-3 . - P. 101-113 .
36. ↑ 1 2 3 4 Grupul de lucru al Uniunii Astronomice Internaționale (IAU) pentru Nomenclatura Sistemelor Planetare (WGPSN). Ariel.  Rezultatele căutării în nomenclatură . Gazetteer al Nomenclaturii Planetare. Consultat la 10 martie 2013. Arhivat din original pe 15 martie 2013.
37. ↑ 1 2 Karkoschka, E. Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 151 . - P. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — Cod biblic .
38. ↑ 12 Bell III, JF; McCord, T.B. (1991). O căutare de unități spectrale pe sateliții uranieni folosind imagini cu raportul de culoare (Conference Proceedings) . Conferința de știință lunară și planetară, 21, 12-16 martie. 1990. Houston, TX, Statele Unite: Institutul de Științe Lunare și Planetare. pp. 473-489. Parametrul depreciat folosit |coauthors=( ajutor ) Arhivat pe 3 mai 2019 la Wayback Machine
39. ↑ 1 2 3 Buratti, BJ; Mosher, Joel A. Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites  (engleză)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - P. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - Cod biblic .
40. ↑ 1 2 3 4 5 Schenk, PM Fluid Vulcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition  //  Journal of Geophysical Research : jurnal. - 1991. - Vol. 96 . — P. 1887 . - doi : 10.1029/90JB01604 . - Cod biblic . (paginile 1893-1896)
41. ↑ Stryk T. Dezvăluirea părților nocturne ale lunilor lui Uranus . Blogul Societății Planetare . Societatea Planetară (13 mai 2008). Data accesului: 28 iunie 2011. Arhivat din original pe 4 februarie 2012. (nedefinit)
42. ↑ Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. . Caracteristici de impact mare asupra sateliților de gheață de dimensiuni medii  (engleză)  // Icarus  : jurnal. — Elsevier , 2004. — Vol. 171 , nr. 2 . - P. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - Cod .

Dicționare și enciclopedii	Mare catalană Mare norvegian Marele Soviet (1 ed.) Brockhaus și Efron Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	J9U : 987007544325005171 LCCN : sh94005239

Uranus
Lunii lui Uranus	Ariel Belinda bianca Desdemona Julieta Caliban Cordelia Cressida Cupidon Mab margarita Miranda Oberon Ofelia Ambalaj Perdita O porțiune Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Caracteristici	Inelele lui Uranus
Deschidere	William Herschel William Lassell
Cercetare	Programul Voyager Voyager 2
Troienii lui Uranus	2011 QF99
Alte	15 Orion Uranus în cultură

sistem solar
Steaua centrală și planetele	Soare Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
planete pitice	Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4
Sateliți mari	Ganimede Titan Callisto Și despre Luna Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereidă
Sateliți / inele	Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara
Primii asteroizi descoperiți	(1) Ceres (2) Palas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Igiea (11) Parthenope
Corpuri mici	meteoroizi asteroizi / sateliții lor aproape de Pământ centura principală troian centauri transneptunian Centura Kuiper plutino cubewano disc împrăștiat damocloide comete nor Oort
obiecte artificiale	sateliți artificiali de pământ nave spațiale interplanetare
Obiecte ipotetice	Vulcan și vulcanoizi satelitul lui Mercur sateliții lui Venus alți sateliți ai pământului contra-pământ Planeta Nouă , Tyche , Planeta X și alte planete trans-neptuniene Nemesis Foste planete: Theia , Phaeton sau Planeta V Al cincilea gigant gazos
Lista obiectelor din Sistemul Solar Obiecte astronomice