Ariel (satellit)

Ariel
Satellit
Åbning
Opdager William Lassell
åbningsdato 24. oktober 1851
Orbitale egenskaber [1]
Hovedakse  ( a ) 191.020 km
Gennemsnitlig kredsløbsradius  ( r ) _ 190.900 km
Orbital excentricitet  ( e ) 0,0012
siderisk periode 2.520 dage
Orbital hastighed  ( v ) 5,51 km/s [a 1]
Tilbøjelighed  ( i ) 0,260°
Hvis satellit uran
fysiske egenskaber
Dimensioner 1162,2×1155,8×1155,4 km [2]
Mellem radius 578,9 ± 0,6 km ( 0,0908  Jorden ) [2]
Overfladeareal ( S ) 4.211.300 km² [a 2]
Volumen ( V ) 812.600.000 km³ [a 3]
Masse ( m ) (1,353 ± 0,120)⋅10 21  kg (2,26⋅10 −4 Jorden ) [3]
Gennemsnitlig tæthed  ( ρ ) 1,592 ± 0,15 g/cm³
Tyngdeacceleration ved ækvator ( g ) 0,27 m/s² [a 4]
Anden flugthastighed  ( v 2 ) 0,558 km/s [a 5]
Rotationsperiode  ( T ) synkroniseret (vendt til Uranus ved den ene side)
Albedo 0,53 ( geometrisk ) 0,23 ( bindinger )
Tilsyneladende størrelse 14.4
Temperatur
På en overflade min.  ?
jfr. ~60 K (−213 °C)
maks. 84…85 K (−189 °C… −188 °C)
 Mediefiler på Wikimedia Commons
Oplysninger i Wikidata  ?

Ariel er Uranus  ' fjerdestørste måne . Åbnet 24. oktober 1851 af William Lassell og opkaldt efter den førende sylf fra Alexander Popes digt "The Rape of the Lock" og den ånd, der tjente Prospero i William Shakespeares " The Tempest " [4] [5] . Næsten alle tilgængelige (for 2022) data om Ariel blev opnået under forbiflyvningen af ​​Voyager 2 -rumfartøjet i 1986. Kun 35% af dens overflade er blevet fotograferet. Intet andet rumfartøj er kommet i nærheden af ​​det.

Ariel er en af ​​de mindste sfæriske satellitter i solsystemet (14. i størrelse ud af 19). Blandt Uranus satellitter er den den fjerdestørste (af de fem store satellitter er kun Miranda mindre end den ) og har en rekordalbedo . Den er sammensat af cirka halvt is og halvt sten, og er muligvis differentieret til en stenkerne og en iskolt kappe. Som alle store Uranus-satellitter er Ariel sandsynligvis dannet ud fra en tilvækstskive , der omgav planeten for første gang efter dens dannelse. Ariel har en kompleks overfladetopografi - stærkt kraterede områder krydses af klipper, kløfter og bjergkæder. Den har yngre spor af geologisk aktivitet end andre Uranus-måner. Energikilden til det var højst sandsynligt tidevandsopvarmning.

Ariels kredsløb, ligesom andre store Uranus-satellitter, ligger i planet for planetens ækvator. Derfor er disse satellitter udsat for ekstreme sæsonbestemte ændringer i belysningen.

Opdagelse og navngivning

Ariel blev opdaget sammen med Umbriel den 24. oktober 1851 af William Lassell [6] [7] . William Herschel , som i 1787 opdagede to store Uranus-satellitter - Titania og Oberon - hævdede at have observeret yderligere 4 satellitter [8] , men tilsyneladende var disse observationer fejlagtige [9] [10] .

Navnet på denne satellit (såvel som de tre andre på det tidspunkt kendte Uranus-satellitter) blev foreslået i 1852 af John Herschel efter anmodning fra Lassell [11] . Ariel er opkaldt efter den førende sylf i Alexander Popes digt Låsens voldtægt [12] . Det var også navnet på den ånd, der tjente Prospero i Shakespeares The Tempest [ 13] . Ariel omtales også som Uranus I [7] .

Orbit

Blandt Uranus' fem store måner er Ariel nummer to i rækkefølge efter afsides beliggenhed [a 6] . Den ligger i en afstand af 190.000 kilometer fra planeten. Banens excentricitet og dens hældning til Uranus ækvator er meget lille [1] . Omløbsperioden er cirka 2,5 jorddage og falder sammen med rotationsperioden . Således vender Ariel altid til Uranus ved samme side [14] . Ariels bane ligger helt inden for Uranus magnetosfære [15] . Derfor kolliderer partikler af magnetosfærisk plasma konstant med dens bagende halvkugle , som kredser meget hurtigere end Ariel (med en periode svarende til perioden for Uranus' aksiale rotation). Tilsyneladende fører dette til mørkere af den drevne halvkugle [16] . Dette træk er observeret i alle store satellitter i Uranus, undtagen Oberon [15] .

Da Uranus kredser om Solen "på sin side", og dens satellitters kredsløb er i planetens ækvatorialplan, er årstidernes skiften på dem meget ejendommelig. Hver pol af Ariel er i fuldstændig mørke i 42 år og kontinuerligt oplyst i 42 år, og under sommersolhverv når Solen ved polen næsten sit zenit [15] . Voyager 2 forbiflyvningen i 1986 faldt sammen med sommersolhverv på den sydlige halvkugle, med næsten hele den nordlige halvkugle i skygge. En gang hvert 42. år - under jævndøgn på Uranus - passerer Jorden omtrent gennem sit ækvatorialplan, og derefter kan de gensidige okkultationer af dens satellitter observeres. Adskillige sådanne begivenheder blev observeret i 2007-2008 (inklusive okkulteringen af ​​Ariel af Umbriel den 19. august 2007) [17] .

Ariel har i øjeblikket ingen orbital resonans med nogen måne på Uranus. Tidligere var der sandsynligvis en 5:3-resonans med Miranda, hvilket kunne være årsagen til opvarmningen af ​​sidstnævnte (selvom den maksimale opvarmning af Mirandas indre på grund af dens 1:3-resonans med Umbriel var omkring tre gange større) [ 18] . Ariel var sandsynligvis engang låst i en 4:1-resonans med Titania, hvorfra han senere forlod [19] . Det er meget lettere for Uranus-satellitterne at komme væk fra orbital-resonansen end Saturns eller Jupiters satellitter med tilsvarende masse , på grund af dens mindre oblateness [19] . Den resonans, som Ariel sandsynligvis var i for 3,8 milliarder år siden, øgede den orbitale excentricitet . Resultatet af dette var friktion i Ariel's tarme på grund af en regelmæssig ændring i størrelsen af ​​tidevandskræfterne , hvilket kunne føre til opvarmning af satellittens tarme med 20° [19] .

Sammensætning og intern struktur

Ariel er den fjerdestørste og muligvis den tredjestørste måne af Uranus [a 7] . Dens tæthed er 1,66 g/cm 3 [3] , hvilket indikerer, at satellitten består af omtrent lige store dele vandis og tættere sten [20] . Sidstnævnte kan bestå af sten og kulstofholdigt materiale, herunder højmolekylære organiske forbindelser kaldet tholiner [14] . Ved hjælp af infrarød spektroskopi blev der fundet vandis på overfladen [15] . Dens absorptionsbånd er mere udtalte på den førende halvkugle (rettet mod bevægelsen langs kredsløbet) [15] . Årsagerne til denne asymmetri er ukendte, men det antages, at den er forårsaget af bombardement af overfladen af ​​ladede partikler fra Uranus magnetosfære, som virker på den bagende halvkugle [15] . Disse ioner pulveriserer isen, nedbryder den metan , den indeholder (danner clathrat ) og angriber andet organisk materiale og efterlader en mørk, kulstofrig rest [15] .

Ud over vandis blev kuldioxid (CO 2 ) påvist ved hjælp af infrarød spektroskopi på Ariel , som hovedsageligt er koncentreret i den bagerste halvkugle. På denne Uranus-satellit ses den bedre i løbet af sådanne observationer (og blev opdaget tidligere) end på alle de andre [15] . Oprindelsen af ​​kuldioxid er ikke helt klar. Det kunne være dannet på overfladen fra karbonater eller organisk stof under påvirkning af ultraviolet solstråling eller ioner, der kommer fra Uranus' magnetosfære. Sidstnævnte kan forklare asymmetrien i fordelingen af ​​kuldioxid over overfladen af ​​satellitten, fordi disse ioner bombarderer den bagende halvkugle. En anden mulig kilde er afgasningen af ​​vandis i Ariels indre. I et sådant tilfælde kan frigivelsen af ​​CO 2 skyldes satellittens tidligere geologiske aktivitet [15] .

I betragtning af størrelsen af ​​Ariel, forholdet mellem is og sten i den, og den mulige tilstedeværelse af salt eller ammoniak (som sænker frysepunktet for vand), kan vi konkludere, at satellitten kan differentieres til en stenkerne og en iskold kappe [20] . Hvis ja, så er kernens masse omkring 56 % af Ariels masse, og dens radius er 64 % af satellittens radius (ca. 372 km). Disse parametre beregnes ud fra sammensætningen af ​​Ariel. Trykket i midten af ​​satellitten er omkring 0,3 GPa (3 kbar ) [20] . Den nuværende tilstand af den iskolde kappe er uklar, men eksistensen af ​​et underjordisk hav anses for usandsynligt [20] .

Oprindelse og udvikling

Ligesom alle de store måner i Uranus er Ariel sandsynligvis dannet ud fra en ophobningsskive af gas og støv, der enten eksisterede omkring Uranus i nogen tid efter planetens dannelse, eller kom fra et enormt nedslag, der højst sandsynligt gav Uranus dens meget store aksehældning [21 ] . Den nøjagtige sammensætning af tågen er ukendt, men den højere tæthed af uranske måner sammenlignet med Saturns måner indikerer, at den sandsynligvis indeholdt mindre vand [14] . Betydelige mængder kulstof og nitrogen kan være i form af kulilte (CO) og molekylært nitrogen (N 2 ) frem for metan og ammoniak [21] . En satellit dannet ud fra en sådan tåge burde indeholde mindre vandis (med CO og N 2 klatrater ) og mere sten, hvilket ville forklare dens høje tæthed [14] .

Dannelsen af ​​Ariel ved tilvækst varede sandsynligvis i flere tusinde år [21] . De sammenstød, der fulgte med tilvæksten, fik satellittens ydre lag til at varme op. Den maksimale temperatur (ca. 195 K ) blev nået i en dybde på omkring 31 km [22] . Efter afslutningen af ​​dannelsen kølede det ydre lag ned, og det indre begyndte at varme op på grund af nedbrydning af radioaktive grundstoffer [14] . Overfladelaget trak sig sammen på grund af afkøling, mens det opvarmende indre lag udvidede sig. Dette forårsagede stærke spændinger i Ariel-skorpen (estimeret til at være op til 30 MPa ), hvilket sandsynligvis førte til dannelsen af ​​adskillige forkastninger [23] , herunder muligvis dele af dem, der nu er synlige [24] . Denne proces skulle have varet omkring 200 millioner år [23] .

Varmen fra den første tilvækst og det efterfølgende henfald af radioaktive grundstoffer kan være nok til at smelte is, hvis den indeholder frostvæsker  - ammoniak eller salt [22] . Afsmeltningen kunne have ført til adskillelse af is fra sten og dannelse af en stenkerne omgivet af en iskappe [20] . Et lag flydende vand mættet med ammoniak kunne dukke op ved deres grænse. Den eutektiske temperatur af deres blanding er 176 K [20] . Men højst sandsynligt frøs dette underjordiske hav for længe siden. Udvidelsen, der fulgte med frysningen, kan have resulteret i revner i skorpen, udseendet af kløfter og udglatning af ældre landformer [24] . Før det fryser, kan vandet have styrtet op til overfladen (en proces kendt som kryovulkanisme ) og oversvømmet bunden af ​​kløfterne [22] .

Modellering af den termiske historie af Saturns måne Dione , som ligner Ariel i størrelse, tæthed og overfladetemperatur, tyder på, at konvektion i Ariels indre, trods deres faste tilstand, sandsynligvis har fortsat i milliarder af år. Temperaturen over 173 K (smeltepunktet for ammoniakopløsning ) nær overfladen af ​​satellitten varede i flere hundrede millioner år efter dens dannelse, og tættere på kernen - i en milliard år [24] .

Forskning og observation

Ariels tilsyneladende størrelse er 14,4 m [25]  - det samme som Pluto ved perihelium . Ikke desto mindre kan Pluto ses med et teleskop med 30 cm åbning [26] , og Ariel er på grund af sin nærhed til Uranus ofte ikke synlig selv med en 40 cm åbning [27] .

De eneste nærbilleder af Ariel til dato er blevet taget af Voyager 2 i 1986 under en forbiflyvning af Uranus og dens måner. Minimumsafstanden mellem sonden og Ariel - 127.000 km - var den 24. januar 1986 [28] . Af Uranus satellitter kom Voyager 2 kun tættere på Miranda [29] . De bedste billeder af Ariel har en opløsning på omkring 2 kilometer [24] . Billeder dækker kun 40 % af overfladen, og kun 35 % er fanget godt nok til geologisk kortlægning og kratertælling [24] . Det var muligt kun at udforske den sydlige halvkugle af satellitten (den nordlige halvkugle var i mørke på det tidspunkt) [14] . Intet andet rumfartøj har besøgt Ariel eller Uranus-systemet generelt. Der er i øjeblikket ingen aktive planer om at vende tilbage til en mere detaljeret undersøgelse af Ariel, selvom forskellige koncepter er blevet foreslået såsom Uranus-kredsløbet og sonden [30] [31] .

Den 26. juli 2006 fotograferede Hubble -rumteleskopet Ariels passage hen over Uranus-skiven. Samtidig var skyggen fra satellitten synlig på planetens skyer. Sådanne hændelser er sjældne og kan kun forekomme under jævndøgn på Uranus, når Ariels baneplan krydser den indre del af solsystemet, hvor Jorden er [32] . En anden passage (i 2008) blev optaget af European Southern Observatory [33] .

Overflade

Ariel er oversået med snoede kløfter og dale. Dens kløfter er brede kløfter [ 34] . Der er store områder, hvor der er meget få nedslagskratere. Dette indikerer den geologiske aktivitet af satellitten, i det mindste i den relativt nye fortid. Satellittens overflade er mange steder dækket af aflejringer af meget let materiale, tilsyneladende vandfrost. Højden af ​​væggene i sprækkedalene når 10 km. Nogle områder er glatte, som om de er dækket af flydende mudder, hvilket kan indikere væskestrømme i den geologisk nyere fortid. De kan også være plastisk is (som langsomt bevægende gletsjere på Jorden), men ved så lave temperaturer skal vandis blandes med andre stoffer, såsom ammoniak og metan, for at opnå plasticitet. Tilstedeværelsen af ​​kryovulkanisme er ikke udelukket [35] .

Navn på reliefdetaljer på den studerede side af Ariel [36]
(navnene er hentet fra folklore og myter fra forskellige folk)
Navn Type Maksimal
størrelse
(km)
Breddegrad
(°)
Længdegrad
(°)
Opkaldt efter
Kachina Canyons canyon system 622 −33,7 246 Kachina  - ånder i kosmologien og religionen hos de oprindeligt vestlige pueblos , senere - og en række andre folkeslag
Kewpie Canyon Canyon 467 −28.3 326,9 Elf Kewpie fra engelsk folklore[ afklare ]
Corrigan Canyon 365 −27.6 347,5 Troldkvinder - vogtere af kilder og kilder fra keltisk mytologi
Sylph Canyon 349 −48,6 353 Sylfer  - luftånder fra engelsk folklore
brownie canyon 343 −16 337,6 De nærmeste slægtninge til brownies er brownies fra engelsk folklore .
Pixie Canyon 278 −20.4 5.1 Nisser  er små væsner fra engelsk folklore.
Canyon Kra 142 −32.1 354,2 Kra - sjælen i akanernes mytologi
Leprechaun Valley Dal 328 −10.4 10.2 Leprechauns  er små mennesker fra irsk folklore .
Sprite Valley 305 −14.9 340 Sprites er vandånder fra keltisk mytologi .
Abany Krater tyve −15.5 251,3 Abani - vandånder i persisk mytologi
Agape 34 −46,9 336,5 Karakteren Agape ( Agape  - anden græsk ἀγάπη  - Kærlighed) fra Edmund Spensers digt " The Fairy Queen "
Ataxacus 22 −53,1 224,3 Gudinde Ataksak fra eskimoisk mytologi
Berilyun 29 −22.5 327,9 Fe fra stykket " Den blå fugl " af Maurice Maeterlinck
Befana 21 −17 31,9 Befana  er en mytologisk karakter fra italiensk folklore .
Brownie 71 −71,5 339,7 Brownie  - ånd, protektor for huset fra slavisk mytologi
Unk 22 −12 251,1 Spirit ligner en brownie i tjekkisk folklore
Dyiver tyve −22.3 23 Deives Valditoyos  er en gudinde fra litauisk mytologi .
gwyn 34 −77,5 22.5 Gwyn ap Nudd - konge af underverdenen i walisisk folklore
Nogle 40 −37,8 33,7 Huon af Bordeaux  - en karakter i det franske epos
Yangoor 78 −68,7 279,7 God ånd, der bringer dagslys i australsk mytologi
Laika tredive −21.3 44,4 God ånd fra inkamytologien
Mab 34 −38,8 352,2 Dronning Mab fra digtet af samme navn af den engelske forfatter Percy Bysshe Shelley
Melusina halvtreds −52,9 8.9 Melusina  - fe, ferskvandsånd i europæisk folklore
Una (Oonagh) 39 −21.9 244,4 Elverdronning i irsk folklore
Rom 41 −18.3 260,8 Den unge pige fra William Henry Hudsons roman "Green Estates"
Finvarra (Finvara) 31 −15.8 19 Elver konge i irsk folklore

Albedo og farve

Ariel er Uranus' lyseste måne. Dens Bond-albedo er 23% og dens geometriske albedo  er 53% [37] . Ariel-overfladen udviser en stærk oppositionel effekt : Når fasevinklen stiger fra 0° til 1°, falder reflektiviteten fra 53% til 35% [37] . Farven på overfladen af ​​denne satellit er næsten grå [38] og afhænger ikke af hverken albedoen eller relieffet. For eksempel har kløfter samme farve som kraterområder. Imidlertid er lyse udslyngninger fra friske kratere lidt mere blå [38] [39] . Derudover er der enkelte pletter på overfladen lidt blåere end normalt. I relieffet kommer de tilsyneladende ikke til udtryk på nogen måde [39] . Den drevne halvkugle er generelt rødere end den førende med omkring 2 % [39] .

Reliefdetaljer

Der er tre hovedtyper af områder på overfladen af ​​Ariel: glatte, krateret og krydset af kløfter [24] . De mest almindelige træk ved relieffet er nedslagskratere , kløfter , klippeklipper, bjergkæder og lavninger [36] .

Ariels sydpol er omgivet af et stærkt krateret område, det største på denne satellit. Dette er den ældste del af dens overflade [24] . Området er oversået med et netværk af klipper, kløfter (grabens) og smalle bjergkæder, hovedsageligt placeret på de mellemste breddegrader [24] . Canyoner ( lat.  chasma , pl. chasmata ) [40] er sandsynligvis graben dannet under global skorpeudvidelse. Det var forårsaget af frysning af vand (eventuelt med en blanding af ammoniak) i satellittens tarme [14] [24] . Kløfterne er hovedsageligt rettet mod øst eller nordøst og når en bredde på 15-50 km [24] . Bunden af ​​mange kløfter er konveks og stiger til 1-2 km [40] . Nogle gange er bunden adskilt fra kløftens vægge af forkastninger, der er omkring 1 km brede [40] . I midten af ​​de bredeste graben er der riller kaldet dale ( lat.  vallis , pl. valles ) [14] . Det længste canyonsystem i Ariel er Kachin-kløfterne: deres længde er mere end 620 km (under Voyager 2-observationerne gik de ud over terminatoren , så deres samlede længde er ukendt) [36] [41] .

Den anden hovedtype terræn er terræn, der krydses af højdedrag og lavninger. Sådanne områder er i form af bånd, der indrammer kraterområderne og opdeler dem i polygonale dele. Bredden af ​​disse bånd er 25-70 km. Kamme og forkastninger inden for hver af dem når en længde på 200 km og er adskilt fra hinanden med afstande på 10-35 km. Bånd af robust terræn fortsætter ofte ind i kløfter og kan sandsynligvis være resultatet af en anden skorperespons på den samme trækspænding [24] .

De yngste dele af Ariel er glatte, relativt lavtliggende sletter. De er placeret i bunden af ​​kløfter, samt i flere lavland inde i kraterområder [14] . I sidstnævnte tilfælde har de også skarpe kanter, nogle gange fligede [24] . At dømme efter den forskellige grad af kratering af sådanne sletter dannedes de på forskellige tidspunkter [24] . Deres oprindelse er højst sandsynligt vulkansk: kraterne på dem ligner skjoldvulkaner på Jorden, og de skarpe kanter indikerer, at den udbrudte væske var meget tyktflydende. Måske var det underafkølet vand eller en ammoniakopløsning og muligvis fast is [40] . Tykkelsen af ​​denne hypotetiske kryolavastrøm er anslået til 1-3 kilometer [40] . Derfor blev kløfterne sandsynligvis dannet i perioden med endogen aktivitet på Ariel [24] .

Ariel er dækket af kratere mere jævnt end andre Uranus satellitter, og der er relativt få store kratere på den. Dette indikerer, at dens overflade fik et moderne udseende relativt for nylig: i en periode af dens historie blev den væsentligt opdateret [24] . Det menes, at energikilden til Ariels geologiske aktivitet var tidevandsopvarmning i de tider, hvor dens kredsløb var mere langstrakt [19] . Ariels største krater, Yangoor, er kun 78 km i diameter [36] og viser tegn på efterfølgende deformation. Alle store kratere på Ariel har en flad bund og en central top, og kun få kratere er omgivet af lyse ejecta. Mange kratere er polygonale, tilsyneladende påvirket af allerede eksisterende skorpestruktur. I kraterområder er der flere store (i størrelsesordenen hundreder af kilometer i diameter) lyspunkter, som kan være ødelagte nedslagskratere. Hvis det er tilfældet, er de ligesom palimpsesterneJupiters måne Ganymedes [24] . Især antages det, at en cirkulær 245-kilometer fordybning placeret ved 10 ° S. sh. 30° inde. osv. , er et stærkt ødelagt stort krater [42] .

Noter

Kommentarer
  1. Beregnet ud fra andre parametre.
  2. Arealet af satellitten beregnes ud fra r på denne måde: .
  3. Volumen v beregnes ud fra radius r som følger: .
  4. Overfladetyngdekraften beregnes ved hjælp af masse m , gravitationskonstant G og radius r som følger: .
  5. Den anden rumhastighed beregnes ved hjælp af massen m , gravitationskonstanten G og radius r som følger: .
  6. De fem største måner i Uranus er (i rækkefølge efter afstand fra Uranus) Miranda , Ariel, Umbriel , Titania og Oberon.
  7. På grund af målefejlen er det stadig ikke klart, hvem den tredjestørste satellit er Ariel eller Umbriel .
Kilder
  1. 1 2 Planetariske satellits gennemsnitlige  orbitalparametre . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Hentet 6. marts 2013. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  2. 1 2 Thomas PC Radier, former og topografi af Uranus-satellitterne ud fra  lemmerkoordinater  // Icarus . - Elsevier , 1988. - Vol. 73 , nr. 3 . - S. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - .
  3. 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH og Synnott SP Masserne af Uranus og dens store satellitter fra Voyager-sporingsdata og jordbaserede uranske satellitdata  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 103 , nr. 6 . - S. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - .
  4. Shakespeares måner fra Uranus (8. juli 2016).
  5. I dybden | Ariel - NASA Solar System  Exploration
  6. Lassell, W. Om Uranus' indre satellitter  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Vol. 12 . - S. 15-17 . - .
  7. 1 2 Lassell, W. Brev fra William Lassell, Esq., til redaktøren  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Vol. 2 , nr. 33 . — S. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
  8. Herschel, William. Om opdagelsen af ​​fire yderligere satellitter i Georgium Sidus; Den retrograde bevægelse af dens gamle satellitter annonceret; Og årsagen til deres forsvinden på visse afstande fra planeten forklaret  //  Philosophical Transactions of the Royal Society of London: tidsskrift. - 1798. - Bd. 88 , nr. 0 . - S. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
  9. Holden, ES Om Uranus' indre satellitter  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1874. - Vol. 35 . - S. 16-22 . - .
  10. Lassell, W. Brev om Prof. Holdens papir om Uranus' indre satellitter  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : tidsskrift  . - Oxford University Press , 1874. - Vol. 35 . - S. 22-27 . - .
  11. Lassell, W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (engelsk)  // Astronomische Nachrichten. - Wiley-VCH , 1852. - Vol. 34 . — S. 325 . — .
  12. Phillip S Harrington. Cosmic Challenge: Den ultimative observationsliste for  amatører . - Cambridge University Press , 2011. - S.  364 . — ISBN 9780521899369 .
  13. Kuiper, GP  The Fifth Satellite of Uranus  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1949. - Bd. 61 , nr. 360 . - S. 129 . - 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.; Brun, RH; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (engelsk)  // Science : journal. - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 . (side 58-59, 60-64)
  15. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Grundy, WM; Young, L.A.; Spencer, JR; et al. Fordelinger af H 2 O og CO 2 iser på Ariel, Umbriel, Titania og Oberon fra IRTF  / SpeX observationer  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 184 , nr. 2 . - S. 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. Magnetiske felter ved Uranus   // Videnskab . - 1986. - Bd. 233 , nr. 4759 . - S. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
  17. Miller, C.; Chanover, NJ Løsning af dynamiske parametre for Titania- og Ariel-okkultationerne i august 2007 af Umbriel  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2009. — Vol. 200 , nej. 1 . - S. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
  18. Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Tidevandsudvikling af de uranske satellitter III. Evolution gennem Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, og Ariel-Umbriel 2:1 middelbevægelses-kommensurabilitet  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Vol. 85 , nr. 2 . - S. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
  19. 1 2 3 4 Tittemore, W. Tidevandsopvarmning af  Ariel  // Icarus . - Elsevier , 1990. - Vol. 87 , nr. 1 . - S. 110-135 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90024-4 . - .
  20. 1 2 3 4 5 6 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Underjordiske oceaner og dybe indre af mellemstore ydre planetsatellitter og store trans-neptunske objekter  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 185 , nr. 1 . - S. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
  21. 1 2 3 Mousis, O. Modellering af de termodynamiske forhold i den uranske undernebula – Implikationer for regelmæssig satellitsammensætning  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 413 . - S. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
  22. 1 2 3 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Accretionel opvarmning af satellitter fra Saturn og Uranus  //  Journal of Geophysical Research : journal. - 1988. - Bd. 93 , nr. B8 . - P. 8.779-94 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
  23. 1 2 Hillier, J.; Squires, Steven. Termisk stresstektonik på Saturns og Uranus satellitter  //  Journal of Geophysical Research : journal. - 1991. - Bd. 96 , nr. E1 . — S. 15,665-74 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — .
  24. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Plescia, JB Geologiske terræner og kraterfrekvenser på Ariel  (engelsk)  // Natur: journal. - 1987. - Bd. 327 , nr. 6119 . — S. 201 . - doi : 10.1038/327201a0 . - .
  25. Arlot, J.; Sicardy, B. Forudsigelser og observationer af begivenheder og konfigurationer, der finder sted under Uranjævndøgn  (engelsk)  // Planetary and Space Science  : journal. — Elsevier , 2008. — Vol. 56 , nr. 14 . - S. 1778 . - doi : 10.1016/j.pss.2008.02.034 . - .
  26. Denne måned er Plutos tilsyneladende størrelse m=14,1. Kunne vi se det med en 11" reflektor med en brændvidde på 3400 mm? (link utilgængeligt) . Singapore Science Centre. Besøgt 25. marts 2007. Arkiveret fra originalen den 11. november 2005. 
  27. Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. Uranus' undvigende måner . Sky & Telescope. Hentet 4. januar 2011. Arkiveret fra originalen 26. august 2011.
  28. Voyager - missionsbeskrivelse  . The Planetary Rings Node-Planetary Data System ( NASA ) . SETI Instituttet (19. februar 1997). Hentet 19. april 2014. Arkiveret fra originalen 25. august 2011.
  29. Sten, EF; Stone, EC The Voyager 2 Encounter With Uranus  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Bd. 92 , nr. A13 . - S. 14.873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
  30. Missioner til Uranus  (engelsk)  (utilgængeligt link) . NASA Solar System Exploration (2010). Dato for adgang: 11. januar 2011. Arkiveret fra originalen 26. august 2011.
  31. Simon, Amy; Nimmo, Francis; Anderson, Richard C. (7. juni 2021). "Rejsen til et isgigantsystem: Uranus Orbiter og sonde" . Planetarisk missionskoncept for 2023-2032 Planetary Science Decadal Survey ]. NASA . Hentet 1. maj 2022 .
  32. Uranus og  Ariel . Hubblesite (Nyhedsmeddelelse 72 af 674) (26. juli 2006). Hentet 14. december 2006. Arkiveret fra originalen 26. august 2011.
  33. Uranus og satellitter  (eng.)  (utilgængeligt link) . European Southern Observatory (2008). Hentet 27. november 2010. Arkiveret fra originalen 26. august 2011.
  34. Smith, B.A.; Söderblom, L.A.; Beebe, A. et al. "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results" / / Videnskab - nr. 233 (4759) - 1986. - Pp. 43-64. på Science-webstedet Arkiveret 24. september 2015 på Wayback Machine
  35. Kargel, JS  Kryovulkanisme på de iskolde satellitter  // Jorden, månen og planeterne : journal. - Springer , 1994. - Vol. 67 , nr. 1-3 . - S. 101-113 .
  36. 1 2 3 4 International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN). Ariel. Nomenklatur  søgeresultater . Gazetteer of Planetary Nomenclature. Hentet 10. marts 2013. Arkiveret fra originalen 15. marts 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 . - S. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — .
  38. 12 Bell III, JF; McCord, T.B. (1991). En søgning efter spektrale enheder på de uranske satellitter ved hjælp af farveforholdsbilleder (Conference Proceedings) . Lunar and Planetary Science Conference, 21., 12-16 Mar. 1990. Houston, TX, USA: Lunar and Planetary Sciences Institute. pp. 473-489. Forældet parameter brugt |coauthors=( hjælp ) Arkiveret 3. maj 2019 på Wayback Machine
  39. 1 2 3 Buratti, BJ; Mosher, Joel A. Sammenlignende globale albedo- og farvekort over de uranske satellitter  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1991. - Vol. 90 . - S. 1-13 . - 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 : journal. - 1991. - Bd. 96 . — S. 1887 . - doi : 10.1029/90JB01604 . - . (side 1893-1896)
  41. Stryk T. Afsløring af natsiderne af Uranus' måner . The Planetary Society Blog . The Planetary Society (13. maj 2008). Dato for adgang: 28. juni 2011. Arkiveret fra originalen 4. februar 2012.
  42. Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. . Store nedslagsfunktioner på mellemstore iskolde satellitter  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 171 , nr. 2 . - S. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - .