Ariel Uran I. | |
Ariel, fotografoval 24. ledna 1986 na vzdálenost přibližně 130 000 km . | |
Typ | Přírodní satelit Uranu |
---|---|
Orbitální charakteristiky ( Epoch J2000.0 ) | |
Poloviční hlavní osa | 190 900 km |
Periapsis | 190 670 km |
Apoapsis | 191 130 km |
Excentricita | 0,001 2 |
Období revoluce | 2 520 d |
Sklon | 0,041 ° |
Fyzikální vlastnosti | |
Rozměry | 1162 × 1156 × 1155 km |
Hmotnost | 1,4 × 10 21 kg |
Střední hustota | 1,66 × 10 3 kg / m 3 |
Povrchová gravitace | 0,27 m / s 2 |
Období střídání | 2520 d ( synchronní ) |
Zdánlivá velikost | 14,4 (při opozici) |
Střední albedo | 0,39 |
Teplota povrchu | ~ 80 K. |
Charakteristika atmosféry | |
Atmosférický tlak | Žádná atmosféra |
Objev | |
Objevitel | William Lassell |
Datum objevu | 24. října 1851 |
Označení | |
Prozatímní označení | - |
Ariel , také známý jako Uran I , je přirozený satelit Uranu . Objeveno na24. října 1851podle Williama Lassell , to je jmenováno po letecké ducha objevuje v básni stočení srsti Odstraněna by Alexander Pope a hry Bouře podle Williama Shakespeara . To bylo létat pouze nad jedním prostorové sondy , Voyager 2 , v roce 1986, a pouze 35% z povrchu hvězdy mohly být fotografován při této příležitosti.
Ariel je nejjasnější z měsíců obíhajících kolem Uranu, stejně jako třetí nejmohutnější a čtvrtá největší. Skládá se hlavně ze stejných částí z ledu a hornin. Stejně jako ostatní měsíce Uranu je jeho oběžná dráha zapsána v rovině kolmé na oběžnou dráhu planety kolem Slunce, což způsobuje extrémní sezónní výkyvy na povrchu. V tomto sleduje atypickou rotaci planety, která se otáčí na ose téměř rovnoběžné s rovinou její oběžné dráhy kolem Slunce. Z tohoto důvodu se Ariel, stejně jako ostatní měsíce Uranu, pravděpodobně vytvořil z akrečního disku, který obklíčil planetu krátce po jejím vzniku. Jeho vnitřní struktura se odlišovala a tvořila skalní jádro a ledový plášť . Ariel má složitý povrch zahrnující rozsáhlý terén vyznačený nárazovými krátery a procházející sítí strmých poruch , kaňonů a hřebenů. Tento povrch vykazuje známky novější geologické aktivity než ostatní měsíce Uranu, vyplývající ze silných slapových sil vyvíjených planetou. Takto nahromaděná energie byla rozptýlena ve formě tepla v plášti hvězdy.
Ariel je objeven Williamem Lassellem dále24. října 1851spolu s Umbrielem , dalším měsícem Uranu. William Herschel , objevitel prvních dvou měsíců Uranu, Titanie a Oberona , tvrdil, že viděl po planetě další čtyři satelity, ale jeho pozorování nebylo možné potvrdit.
Jméno „Ariel“ pochází od příznivého vzdušného génia ve službách Prospera ve hře Bouře od Williama Shakespeara . Pozoruhodné geologické útvary nesou jména dobrých a světelných duchů v různých mytologiích: Rima, Yangoor, Domovoy , Agape, Mélusine , Finvara, Berylune atd. Ostatní čtyři měsíce známé v této době jsou také pojmenovány po různých postavách Shakespeara nebo Alexandra Popea , které všechny navrhl John Herschel v roce 1852 na žádost Williama Lassella . Navíc je tento měsíc podobně označen pod názvem „Uran“.
Po Mirandě je Ariel druhým nejbližším měsícem k Uranu mezi pěti hlavními měsíci. Jeho oběžná dráha je vzdálená přibližně 190 000 km s nízkou orbitální excentricitou a minimálním sklonem s rovníkovou rovinou Uranu. Jeho oběžná doba je přibližně 2,5 pozemského dne a shoduje se s obdobím rotace . Ariel tedy vždy ukazuje stejnou tvář planetě Uran. Má také „přední hemisféru“ (někdy známou orbitální vrchol), která čelí orbitálnímu pohybu, a „zadní hemisféru“ (nebo orbitální antapex), která je naproti ní. Tato konfigurace se nazývá synchronní rotace . Je to důsledek slapových sil produkovaných Uranem na jeho měsíci. Tyto slapové síly vytvářely tření, které postupně zpomalovalo rotaci Ariel na sobě. Tento jev byl přerušen, když se revoluce hvězdy kolem Uranu shodovala s její rotací. Arielova dráha je zcela zapsána do magnetosféry Uranu . Výsledkem je, že jeho zadní hemisféra je ovlivněna magnetosférickou plazmou, která rotuje s planetou. Toto bombardování by mohlo vést k zatemnění zadních hemisfér všech hlavních uranských satelitů, s výjimkou Oberona. Ariel skutečně zachycuje nabité magnetosférické částice. V roce 1986 umožnila sonda Voyager 2 pozorovat výrazný pokles počtu energetických částic poblíž oběžné dráhy uranských měsíců.
Stejně jako ostatní známé satelity Uranu obíhá Ariel v rovníkové rovině planety. Osa rotace Uranu je však téměř zapsána do své orbitální roviny. To znamená, že zeměpisné póly Měsíce jsou nepřetržitě svítit po dobu 42 let, pak ponořila do tmy po stejnou dobu. Výsledkem je, že Ariel podléhá extrémním sezónním cyklům, jak je na Zemi pozorováno z pólů (viz Polární noc nebo Polární den ) kolem slunovratů. Jeho průlet kolem Voyageru 2 se shodoval s letním slunovratem na jižní polokouli z roku 1986, kdy byla většina severní polokoule ve tmě. Jednou za 42 let, kdy Uran zažije rovnodennost a Země je ve své rovníkové rovině, se měsíce Uranu mohou navzájem zakrývat . V letech 2007–2008 se uskutečnila řada těchto akcí, včetně zakrytí Ariel Umbrielem dne19. srpna 2007.
V současné době Ariel není na orbitální rezonanci s žádným jiným uranským satelitem. V minulosti mohl tento měsíc rezonovat 5: 3 s Mirandou . Přitom by Ariel byla částečně zodpovědná za velký nárůst teploty pozorovaný na Mirandě (i když teplo produkované starou Umbrielskou rezonancí 1: 3 s Mirandou bylo asi třikrát tolik). Arielova oběžná dráha mohla být také uzamčena rezonancí 4: 1 s Titanií, která později unikla. Uniknutí rezonančního pohybu je pro měsíce Uranu snazší než pro měsíce Jupitera nebo Saturn , kvůli menšímu stupni zploštění planety. Tato rezonance, která se údajně odehrála před přibližně 3,8 miliardami let, údajně zvýšila Arielinu orbitální excentricitu . Tato výstřednost je zase zodpovědná za uranské slapové síly, které se mění s polohou hvězdy na její oběžné dráze. Tyto slapové síly generují značné tření uvnitř měsíce, a mohlo způsobit přehřátí vnitřních struktur Ariel alespoň 20 K .
Tento měsíc je Uran čtvrtý největší měsíc, a to by mohlo být třetí nejvíce masivní . Hustota této přirozené družice je 1,66 g / cm 3 . S ohledem na jeho hustotu a rozměry vnitřní model středních měsíců navržený H. Hussmannou a kol. vytváří složení v přibližně stejném množství ledu a dalších materiálů. Ty by mohly být tvořeny horninami a uhlíkatými materiály včetně těžkých organických sloučenin zvaných tholiny . Přítomnost vodního ledu v podstatě v krystalické formě byla odhalena infračervenými spektroskopickými pozorováními na povrchu měsíce. Tento led by se netvořil jen z vody, ale také z metanu. Tyto absorpční pásy z vodního ledu jsou silnější na jeho přední polokouli, ten, který je neustále čelí pohyb hvězdy kolem Uranu, než na jeho zadní polokouli. Tato asymetrie může mít svůj původ v bombardování nabitých částic pocházejících z magnetosféry Uranu, což je důležitější v zadní hemisféře (indukované souběžnou plazmou). Tyto energetické částice způsobují prskání vodního ledu. Tento postřik rozkládá metan zachycený ledem na hydrát methanu , klatráty a další tmavé organické sloučeniny. Byly pozorovány tyto chemické zbytky, které by pokryly tmavý povrch bohatý na uhlík.
Jedinou další chemickou sloučeninou identifikovanou infračervenou spektroskopií na povrchu Ariel je oxid uhličitý (CO 2), který je zaměřen hlavně na zadní hemisféru. Ariel je uranský satelit, kde je přítomnost CO 2je nejlépe zavedený; to je také místo, kde byl poprvé objeven. Tento CO 2by mohly být vyráběny na místě z uhličitanů nebo organických materiálů pod vlivem nabitých částic z magnetosféry Uranu nebo ultrafialového záření ze Slunce. Tato hypotéza by mohla vysvětlit asymetrii v jeho distribuci, protože zadní hemisféra je vystavena většímu magnetosférickému vlivu než přední hemisféra. Další možný zdroj tohoto CO 2může být produktem odplynění z prvotních nuklidů zachycených vodního ledu, v srdci Ariel. Únik CO 2 zevnitř měsíce by mohlo být spojeno s minulou geologickou aktivitou.
V souladu s jeho velikostí, složením hornin a ledu a možnou přítomností soli nebo amoniaku v roztoku, které by snížily teplotu tuhnutí vody, mohla Ariel zažít planetární diferenciaci . Tato diferenciace mohla vést k vytvoření skalního jádra zakončeného ledovým pláštěm . Poloměr tohoto jádra, 372 km , by představoval asi 64% celkového poloměru měsíce a jeho hmotnost by byla přibližně 56% celkové hmotnosti. Tlak v jeho středu by byl kolem 0,3 GPa . Současný stav pláště je nejasný, ale přítomnost tekutého oceánu v Arielském podloží je nepravděpodobná.
Mezi měsíci Uranu je Ariel nejjasnějším satelitem. Jeho povrch vykazuje důležitý protichůdný účinek : reflexivita klesá z 53% pro fázový úhel 0 ° ( geometrické albedo ) na 35% pro úhel 1 °. Jeho albedo Bond kolem 23% je nejvyšší mezi uranskými satelity. Arielin povrch má obecně neutrální barvu. Může existovat asymetrie mezi přední hemisférou (která čelí orbitálnímu pohybu) a zadní hemisférou. Druhá se zdá být o 2% červenější než první. Arielův povrch obecně nevykazuje žádnou korelaci mezi geologií a albem nebo barvou. Například jeho kaňony mají stejnou barvu jako krátery. Brilantní dopadové depozity kolem některých nedávných kráterů jsou přesto mírně namodralé, což někdy spojuje barevnou a geologickou strukturu. Existuje také několik mírně namodralých teček, které neodpovídají žádné známé geologické struktuře.
Povrch Ariel představuje tři typy odlišných geologických zón: krátery , pláně a hřebeny . Mezi hlavní pozorované geologické struktury patří impaktní krátery , kaňony , srázy zlomů , hřebeny a prohlubně .
Jižní pól Ariel má největší známý geografický rozsah tohoto měsíce. Je to obrovský zvlněný povrch označený mnoha krátery. Proto je tato oblast považována za nejstarší, která byla na Ariel pozorována. Protíná ji síť kaňonů (nazývaných graben ) a skalnaté hřebeny, které se vyskytují hlavně v tropech , ve středních zeměpisných šířkách jižní polokoule Ariel. Tyto kaňony, známé jako chasmata , jsou s největší pravděpodobností chyty vytvořené šířením ztvrdlé kůry hvězdy. Toto oddělení by bylo výsledkem celkového napětí vyvíjeného postupným zmrazováním vody (nebo amoniaku ), která se nachází více do hloubky. Tyto chasmata se pohybují mezi 15 a 50 km široká a jsou orientovány především na východ nebo severovýchodu. Půda mnoha kaňonů je konvexní a stoupá z jednoho na dva kilometry. Někdy jsou půdy odděleny od stěn kaňonů roklemi (jakési příkopy) širokými asi kilometr. Největší úlovek má soutěsky, které vedou podél hřebenů jeho konvexního dna, to jsou údolí . Nejdelším kaňonem je Kachina Chasma o celkové délce 620 km .
Druhým nejpozoruhodnějším geografickým rozsahem je typ terénu pruhovaný pásy hřebenů a prohlubní na plochách několika stovek kilometrů. Je ohraničen terénem posetým krátery a rozřezán na mnohoúhelníky. Každý pás, který může být široký 25 až 70 km , prochází hřebeny (hřebeny) a příkopy dlouhými až 200 km , které jsou od sebe odděleny vzdálenostmi 10 až 35 km . Tyto pásy půdy jsou často tvořeny jako pokračování kaňonů. To naznačuje, že se může jednat o modifikovanou formu záchytů nebo o výsledek odlišné reakce kůry na stejný rozestup vyplývající z postupného zmrazování hlubin.
Nejnovější terény na povrchu Ariel jsou roviny: hladké, relativně nízké povrchy, které se musely formovat po dlouhou dobu. Doba trvání tohoto období se stanoví spočítáním kráterů nárazu pozorovaných na těchto místech. Roviny se nacházejí na dně kaňonů a v několika nepravidelných prohlubních uprostřed kráterů. V druhém případě jsou odděleny od zbytku povrchu kráteru ostrými okraji, někdy ve formě laloků. Nejpravděpodobnějším původem těchto plání je sopečný proces. Lineární geometrie jejich průduchů připomíná geometrii štítových sopek . Různé topografické okraje naznačují, že vystřikované kapaliny byly velmi viskózní, možná podchlazený roztok voda / amoniak nebo vulkanismus na pevném ledu. Tloušťka těchto hypotetických toků kryolave se odhaduje mezi 1 a 3 km . Kaňony se proto musely vytvořit v době, kdy byl na Arielu aktuální endogenní resurfacing.
Ariel se zdá být poměrně rovnoměrně pokrytá krátery ve srovnání s Uranovými jinými měsíci. Relativní nedostatek velkých kráterů naznačuje, že tvorba jeho povrchu následuje po vytvoření sluneční soustavy . To naznačuje, že Ariel byl během jedné geologické historie zcela přestavěn. Předpokládá se, že minulá geologická aktivita Ariel byla způsobena slapovými silami a výsledným teplem, když byla její oběžná dráha excentrickější než dnes. Největší kráter pozorovaný na Arielu, označovaný jako Yangoor , má průměr 78 km a vykazuje známky následné deformace. Všechny velké krátery (pozorovány) mají ploché dno a centrální hřebeny a jen málo z nich je obklopeno lesklými usazeninami ejecta. Mnoho kráterů je polygonálních, což naznačuje, že jejich vzhled byl ovlivněn již existující strukturou kůry. Na pláních posetých krátery je jen několik velkých (100 km ) světelných skvrn, které mohou být degradovány nárazovými krátery. Pokud ano, byly by podobné palimpsestům galilejského měsíce Ganymedovi z Jupiteru . Bylo navrženo, že kruhová deprese o průměru 245 km nacházející se na 10 ° j. Š. 30 ° v. Š. Je velkou rázovou strukturou silně degradovanou.
Existuje několik hypotéz o původu Ariel. Jeden z nich předpokládá, že by to bylo výsledkem narůstání disku plynu a prachu zvaného „subhmlovina“. Tato dílčí mlhovina buď existovala kolem Uranu nějakou dobu po svém vzniku, nebo byla vytvořena v důsledku kosmického nárazu, který by dal svou velkou šikmost k ose rotace Uranu. Ačkoli přesné složení této dílčí mlhoviny není známo, větší hustota měsíců Uranu ve srovnání s měsíci Saturnu naznačuje, že dílčí mlhovina byla ve vodě relativně chudá. Významná množství dusíku a uhlíku může být přítomen jako oxid uhelnatý (CO) a dusného (N 2) místo amoniaku a methanu . Měsíce, které se vytvořily v takové sub-mlhoviny by obsahoval méně led (s CO a N 2ve formě klatrátu ) a více horniny, což by vysvětlovalo jejich vysokou hustotu.
Proces narůstání pravděpodobně trval několik tisíc let, než se Ariel plně formovala. Modely naznačují, že dopady formace způsobily zahřátí vnější vrstvy měsíce a dosáhly maximální teploty kolem 195 K v hloubce 31 km . Od doby, kdy jeho formace skončila, se vrstva pod Arieliným povrchem ochladila, zatímco Arielův vnitřek se ohřál kvůli přítomnosti radioaktivních prvků v horninách. Povrchová vrstva při ochlazování se smrštila, zatímco interiér prošel expanzí. To způsobilo silné vnitřní napětí v kůře měsíce dosahující 30 MPa a způsobilo by praskliny. Některé srázy a kaňony mohou být výsledkem tohoto procesu, který trval asi 200 milionů let.
Počáteční narůstání , spojený s rozpadu radioaktivních prvků a pravděpodobně i odvod tepla v důsledku tření pláště vyvolaných slapovými silami, může způsobit led tát. K tomuto tavení však mohlo dojít pouze za předpokladu, že v menším množství bude nemrznoucí směs, jako je čpavek (ve formě hydrátu ) nebo sůl. Toto roztavení mohlo způsobit planetární diferenciaci ledu a balvanů, což mělo za následek vytvoření skalního jádra obklopeného ledovým pláštěm. Na hranici mezi jádrem a pláštěm se pak mohla vytvořit vrstva kapalné vody (oceánu) bohatá na rozpuštěný amoniak. Eutektická teplota této směsi je 176 K . Tento podzemní oceán však pravděpodobně zamrzl už dávno. Zmrazení vody mohlo způsobit dilataci vnitřku hvězdy, která by byla zodpovědná za vznik kaňonů a pohřbívání již existujících povrchů. Kromě toho se kapaliny z hlubokého oceánu mohly dostat na povrch ve formě kryovulkanických erupcí , zaplavujících kaňony a impaktní krátery.
Tepelné modelování Dione , jednoho ze Saturnových měsíců , které má podobnou velikost, hustotu a povrchovou teplotu jako Ariel, naznačuje, že konvekce v pevném stavu mohla v Arielu trvat miliardy let. Toto modelování také naznačuje, že teploty překračující 173 K ( bod tání vodného amoniaku) mohly přetrvávat v blízkosti jeho povrchu stovky milionů let po vzniku a v blízkosti jeho jádra po dobu miliardy let.
Zdánlivá velikost Ariel je 14,4, podobně jako u Pluta , jak se blíží jeho perihelion . Nicméně, zatímco Pluto lze vidět přes dalekohled 30 cm s otvorem , Ariel, vzhledem k jeho blízkosti jasu Uranu není pozorovatelné, a to i přes dalekohled 40 cm otvoru.
Jediné detailní snímky Ariel pořídila vesmírná sonda Voyager 2 , která vyfotografovala Měsíc během svého letu nad Uranem vLeden 1986. Nejbližší vzdálenost mezi Voyagerem 2 a Ariel byla 127 000 km , což je podstatně méně než vzdálenost sondy od všech ostatních uranských měsíců kromě Mirandy . Nejlepší snímky Ariel mají prostorové rozlišení 2 km a pokrývají přibližně 40% jeho povrchu, ale pouze 35% bylo vyfotografováno v kvalitě požadované pro to, aby bylo možné jej geologicky zmapovat a spočítat krátery. V době průletu byla jižní polokoule Ariel (stejně jako ostatní měsíce) namířena na Slunce, takže severní polokouli (ponořenou do polotmy ) nebylo možné studovat. Žádná jiná kosmická loď nikdy nenavštívila Uran (a Ariel). Program oběžné dráhy a sondy Uran , jehož spuštění by mohlo být naplánováno na roky 2020 až 2023, by měl poskytnout podrobnosti o znalostech družic Uranu, zejména o Arielu.
26. července 2006 vyfotografoval Hubbleův kosmický dalekohled jeden z Arielských tranzitů přes tvář Uranu, během kterého satelit vrhl stín, který bylo vidět přes vrcholky mračen Uranu. Takové události jsou vzácné a odehrávají se pouze kolem rovnodenností , protože orbitální rovina měsíců Uranu je poté nakloněna o 98 ° vzhledem k orbitální rovině Uranu kolem Slunce. Další tranzit zaznamenal v roce 2008 Evropská jižní observatoř .