Ariel (satelliitti)

Ariel on Uranuksen  neljänneksi suurin kuu . Avasi 24. lokakuuta 1851 William Lassell ja nimettiin johtavan sylfin mukaan Alexander Popen runosta "Lukon raiskaus" ja hengestä, joka palveli Prosperoa William Shakespearen " Myrskyssä " [4] [5] . Lähes kaikki saatavilla olevat (vuodelta 2022) tiedot Arielista saatiin Voyager 2 -avaruusaluksen ohilennolta vuonna 1986. Vain 35 % sen pinnasta on kuvattu. Mikään muu avaruusalus ei ole päässyt sen lähelle.

Ariel on yksi aurinkokunnan pienimmistä pallomaisista satelliiteista (14. kooltaan 19:stä). Uranuksen satelliiteista se on neljänneksi suurin (viidestä suuresta satelliitista vain Miranda on sitä pienempi ) ja sillä on ennätysalbedo . Se koostuu noin puolet jäästä ja puoliksi kivestä, ja se on hyvin todennäköisesti erotettu kivisydämeksi ja jäiseksi vaipaksi. Kuten kaikki suuret Uranuksen satelliitit, Arielkin muodostui luultavasti akkretiolevystä , joka ympäröi planeettaa ensimmäistä kertaa sen muodostumisen jälkeen. Arielilla on monimutkainen pinnan topografia - kalliot, kanjonit ja vuorijonot halkovat voimakkaasti kraateroituja alueita. Sillä on nuorempia jälkiä geologisesta toiminnasta kuin muissa Uranuksen kuuissa. Sen energialähde oli todennäköisesti vuorovesilämmitys.

Arielin kiertorata, kuten muutkin suuret Uranuksen satelliitit, sijaitsee planeetan päiväntasaajan tasolla. Siksi nämä satelliitit ovat alttiina äärimmäisille vuodenaikojen valaistuksen vaihteluille.

Löytäminen ja nimeäminen

William Lassell [6] [7] löysi Arielin yhdessä Umbrielin kanssa 24. lokakuuta 1851 . William Herschel , joka löysi vuonna 1787 kaksi suurta Uranuksen satelliittia - Titanian ja Oberonin - väitti havainneensa neljä muuta satelliittia [8] , mutta ilmeisesti nämä havainnot olivat virheellisiä [9] [10] .

John Herschel ehdotti tämän satelliitin (samoin kuin kolmen muun tuolloin tunnetun Uranuksen satelliitin) nimeä Lassellin pyynnöstä [11] . Ariel on nimetty johtavan sylfin mukaan Alexander Popen runossa Lukon raiskaus [12] . Se oli myös sen hengen nimi, joka palveli Prosperoa Shakespearen Myrskyssä [ 13] . Arielia kutsutaan myös nimellä Uranus I [7] .

Orbit

Uranuksen viiden suuren kuun joukossa Ariel on toisella sijalla syrjäisyyden järjestyksessä [a 6] . Se sijaitsee 190 000 kilometrin etäisyydellä planeetalta. Radan epäkeskisyys ja sen kaltevuus Uranuksen päiväntasaajalle ovat hyvin pieniä [1] . Kiertojakso on noin 2,5 Maan vuorokautta ja se on sama kuin pyörimisjakso . Siten Ariel kääntyy aina samalla puolelta Uranukselle [14] . Arielin kiertorata sijaitsee kokonaan Uranuksen magnetosfäärissä [15] . Siksi magnetosfääriplasman hiukkaset törmäävät jatkuvasti sen takapuoliskoaan , joka kiertää paljon nopeammin kuin Ariel (jaksolla, joka on yhtä suuri kuin Uranuksen aksiaalikierto). Ilmeisesti tämä johtaa ohjatun pallonpuoliskon tummumiseen [16] . Tämä piirre havaitaan kaikissa suurissa Uranuksen satelliiteissa paitsi Oberonissa [15] .

Koska Uranus kiertää Auringon "puolellaan" ja sen satelliittien kiertoradat ovat planeetan ekvatoriaalisessa tasossa, vuodenaikojen vaihtelu niillä on hyvin omituista. Jokainen Arielin napa on täydellisessä pimeydessä 42 vuotta ja jatkuvasti valaistuna 42 vuotta, ja kesäpäivänseisauksen aikana navalla oleva aurinko saavuttaa melkein zeniittinsä [15] . Voyager 2:n ohilento vuonna 1986 osui kesäpäivänseisauksen aikaan eteläisellä pallonpuoliskolla, jolloin lähes koko pohjoinen pallonpuolisko oli varjossa. Kerran 42 vuodessa - Uranuksen päiväntasauksen aikana - Maa kulkee suunnilleen päiväntasaajatasonsa läpi, ja sitten voidaan havaita sen satelliittien keskinäinen peittyminen . Useita tällaisia ​​tapahtumia havaittiin vuosina 2007-2008 (mukaan lukien Umbrielin Arielin miehitys 19. elokuuta 2007) [17] .

Arielilla ei tällä hetkellä ole kiertoradalla resonanssia minkään Uranuksen kuun kanssa. Aiemmin Mirandan kanssa oli luultavasti 5:3-resonanssi, mikä saattoi olla syynä jälkimmäisen lämpenemiseen (vaikka Mirandan sisätilojen maksimilämmitys sen 1:3-resonanssin vuoksi Umbrielin kanssa oli noin kolme kertaa suurempi) [ 18] . Ariel oli luultavasti kerran lukittu 4:1-resonanssiin Titanian kanssa, josta hän myöhemmin poistui [19] . Uranuksen satelliittien on paljon helpompi päästä pois kiertoradan resonanssista kuin Saturnuksen tai Jupiterin satelliitit, joilla on samanlainen massa , koska se on vähemmän litteä [19] . Resonanssi, jossa Ariel todennäköisesti oli 3,8 miljardia vuotta sitten, lisäsi kiertoradan epäkeskisyyttä . Tämän seurauksena Arielin suoliston kitka johtui vuorovesivoimien suuruuden säännöllisestä muutoksesta , mikä saattoi johtaa satelliitin suoliston lämpenemiseen 20° [19] .

Koostumus ja sisäinen rakenne

Ariel on Uranuksen neljänneksi suurin ja mahdollisesti kolmanneksi suurin kuu [a 7] . Sen tiheys on 1,66 g/cm 3 [3] , mikä osoittaa, että satelliitti koostuu suunnilleen yhtä suuresta osasta vesijäätä ja tiheämpiä kiviä [20] . Jälkimmäinen voi koostua kivestä ja hiilipitoisesta materiaalista, mukaan lukien korkeamolekyylipainoiset orgaaniset yhdisteet, joita kutsutaan toliineiksi [14] . Infrapunaspektroskopian avulla pinnasta löydettiin vesijäätä [ 15] . Sen absorptionauhat ovat selvempiä johtavalla pallonpuoliskolla (suuntautunut liikettä pitkin kiertoradalla) [15] . Syitä tähän epäsymmetriaan ei tunneta, mutta sen oletetaan johtuvan Uranuksen magnetosfäärin varautuneiden hiukkasten pommituksesta, joka vaikuttaa takapuoliskolla [15] . Nämä ionit jauhavat jään, hajottaen sen sisältämän metaanin (muodostaen klatraattia ) ja hyökkäävät muihin orgaanisiin aineisiin jättäen jäljelle tumman, hiilipitoisen jäännöksen [15] .

Vesijään lisäksi hiilidioksidia (CO 2 ) havaittiin infrapunaspektroskopialla Arielista , joka on keskittynyt pääasiassa takapuoliskolle. Tällä Uranuksen satelliitilla se näkyy paremmin tällaisten havaintojen aikana (ja se löydettiin aikaisemmin) kuin kaikilla muilla [15] . Hiilidioksidin alkuperä ei ole täysin selvä. Se on voinut muodostua pinnalle karbonaateista tai orgaanisesta aineesta auringon ultraviolettisäteilyn tai Uranuksen magnetosfääristä tulevien ionien vaikutuksesta. Jälkimmäinen voi selittää epäsymmetrian hiilidioksidin jakautumisessa satelliitin pinnalla, koska nämä ionit pommittavat takapuoliskoa. Toinen mahdollinen lähde on vesijään kaasunpoisto Arielin sisätiloissa. Tällaisessa tapauksessa CO 2 :n vapautuminen voi johtua satelliitin aiemmasta geologisesta toiminnasta [15] .

Ottaen huomioon Arielin koon, jään ja kiven suhteen siinä sekä mahdollisen suolan tai ammoniakin läsnäolon (jotka alentavat veden jäätymispistettä), voimme päätellä, että satelliitti voidaan erottaa kiviytimeksi ja jäiseksi vaipaksi. [20] . Jos näin on, ytimen massa on noin 56% Arielin massasta ja sen säde on 64% satelliitin säteestä (noin 372 km). Nämä parametrit lasketaan Arielin koostumuksen perusteella. Paine satelliitin keskellä on noin 0,3 GPa (3 kbar ) [20] . Jäisen vaipan nykytila ​​on epäselvä, mutta maanalaisen valtameren olemassaoloa pidetään epätodennäköisenä [20] .

Alkuperä ja evoluutio

Kuten kaikki Uranuksen suuret kuut, Ariel muodostui todennäköisesti kaasun ja pölyn kertymäkiekosta, joka joko oli olemassa Uranuksen ympärillä jonkin aikaa planeetan muodostumisen jälkeen tai tuli valtavasta törmäyksestä, joka todennäköisimmin antoi Uranukselle sen erittäin suuren akselin kallistuksen [21 ] . Sumun tarkkaa koostumusta ei tunneta, mutta Uranin kuiiden suurempi tiheys Saturnukseen verrattuna viittaa siihen, että se todennäköisesti sisälsi vähemmän vettä [14] . Merkittävät määrät hiiltä ja typpeä voivat olla hiilimonoksidin (CO) ja molekyylitypen (N 2 ) muodossa metaanin ja ammoniakin sijaan [21] . Tällaisesta sumusta muodostetun satelliitin tulisi sisältää vähemmän vesijäätä (CO- ja N2- klatraatteja ) ja enemmän kiviä, mikä selittäisi sen suuren tiheyden [14] .

Arielin muodostuminen kasautumalla kesti todennäköisesti useita tuhansia vuosia [21] . Kasvua seuranneet törmäykset aiheuttivat satelliitin ulompien kerrosten kuumenemisen. Maksimilämpötila (noin 195 K ) saavutettiin noin 31 km:n syvyydessä [22] . Muodostumisen päätyttyä ulompi kerros jäähtyi ja sisäkerros alkoi lämmetä radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen seurauksena [14] . Pintakerros supistui jäähtymisen seurauksena, kun taas lämmittävä sisäkerros laajeni. Tämä aiheutti voimakkaita jännityksiä Ariel-kuoressa (arviolta jopa 30 MPa ), mikä luultavasti johti lukuisten vikojen muodostumiseen [23] , mukaan lukien mahdollisesti osia niistä, jotka ovat nyt näkyvissä [24] . Tämän prosessin olisi pitänyt kestää noin 200 miljoonaa vuotta [23] .

Alkuperäisen kertymisen ja radioaktiivisten alkuaineiden hajoamisen aiheuttama lämpö saattaa riittää sulattamaan jään, jos se sisältää jäätymisenestoaineita  - ammoniakkia tai suolaa [22] . Sulaminen olisi voinut johtaa jään erottumiseen kivestä ja jäävaipan ympäröimän kiviytimen muodostumiseen [20] . Niiden rajalle saattaa ilmaantua kerros nestemäistä vettä, joka on kyllästetty ammoniakilla. Niiden seoksen eutektinen lämpötila on 176 K [20] . Mutta todennäköisimmin tämä maanalainen valtameri jäätyi kauan sitten. Jäätymistä seurannut laajeneminen on saattanut johtaa maankuoren halkeilemiseen, kanjonien ilmestymiseen ja vanhempien pinnanmuotojen tasoittumiseen [24] . Ennen jäätymistä vesi on saattanut ryntätä pintaan (prosessi, joka tunnetaan nimellä kryovulkanismi ) ja tulvinut kanjonien pohjaa [22] .

Arielia kooltaan, tiheydeltä ja pintalämpötilaltaan samankaltaisen Saturnuksen kuun Dionen lämpöhistorian mallinnus viittaa siihen, että konvektio Arielin sisätiloissa on niiden kiinteästä tilasta huolimatta jatkunut todennäköisesti miljardeja vuosia. Yli 173 K :n lämpötila ( ammoniakkiliuoksen sulamispiste ) satelliitin pinnan lähellä säilyi useita satoja miljoonia vuosia sen muodostumisen jälkeen ja lähempänä ydintä - miljardi vuotta [24] .

Tutkimus ja havainnointi

Arielin näennäinen magnitudi on 14,4 m [25] -  sama kuin Pluton perihelionissa . Siitä huolimatta Pluto voidaan nähdä kaukoputkella, jonka aukko on 30 cm [26] , ja Ariel, koska se on lähellä Uranusta, ei useinkaan ole näkyvissä edes 40 cm:n aukolla [27] .

Toistaiseksi ainoat lähikuvat Arielista on otettu Voyager 2 :lla vuonna 1986 Uranuksen ja sen kuun ohilennolla. Pienin etäisyys luotain ja Arielin välillä - 127 000 km - oli 24. tammikuuta 1986 [28] . Uranuksen satelliiteista Voyager 2 tuli vain lähemmäksi Mirandaa [29] . Parhaiden Ariel-kuvien resoluutio on noin 2 kilometriä [24] . Kuvat kattavat vain 40 % pinnasta, ja vain 35 % on otettu riittävän hyvin geologiseen kartoitukseen ja kraatterien laskemiseen [24] . Oli mahdollista tutkia vain satelliitin eteläistä pallonpuoliskoa (pohjoinen pallonpuolisko oli tuolloin pimeässä) [14] . Mikään muu avaruusalus ei ole käynyt Arielissa tai Uranusjärjestelmässä yleensä. Tällä hetkellä ei ole aktiivisia suunnitelmia palata Arielin yksityiskohtaisempaan tutkimukseen, vaikka erilaisia ​​konsepteja on ehdotettu, kuten Uranus-kiertorata ja luotain [30] [31] .

Hubble -avaruusteleskooppi kuvasi 26. heinäkuuta 2006 Arielin kulkua Uranuksen kiekon poikki. Samaan aikaan satelliitin varjo näkyi planeetan pilvissä. Tällaiset tapahtumat ovat harvinaisia ​​ja voivat tapahtua vain Uranuksen päiväntasausten aikana , kun Arielin kiertoradan taso ylittää aurinkokunnan sisäosan, jossa Maa on [32] . Toisen kohdan (vuonna 2008) tallensi European Southern Observatory [33] .

Pinta

Ariel on täynnä mutkaisia ​​kanjoneita ja laaksoja. Sen kanjonit ovat leveitä grabeneja [34] . On laajoja alueita, joilla törmäyskraattereita on hyvin vähän. Tämä osoittaa satelliitin geologisen aktiivisuuden ainakin suhteellisen lähimenneisyydessä. Satelliitin pinta on monin paikoin peitetty erittäin kevyen materiaalin kerrostumilla, ilmeisesti huurreella. Rift-laaksojen muurien korkeus on 10 km. Jotkut alueet ovat sileitä, ikään kuin nestemäisen mudan peittämiä, mikä voi viitata nestevirtauksiin geologisesti lähimenneisyydessä. Ne voivat olla myös muovijäätä (kuten hitaasti liikkuvia jäätiköitä maan päällä), mutta niin alhaisissa lämpötiloissa vesijää täytyy sekoittaa muiden aineiden, kuten ammoniakin ja metaanin, kanssa plastisuuden saavuttamiseksi. Kryovulkanismin esiintyminen ei ole poissuljettua [35] .

Albedo ja väri

Ariel on Uranuksen kirkkain kuu. Sen Bond-albedo on 23 % ja sen geometrinen albedo  on 53 % [37] . Ariel-pinnalla on voimakas oppositiovaikutus : kun vaihekulma kasvaa 0°:sta 1°:een, heijastuskyky pienenee 53 %:sta 35 %:iin [37] . Tämän satelliitin pinnan väri on melkein harmaa [38] , eikä se riipu albedosta tai kohokuviosta. Esimerkiksi kanjonit ovat samanvärisiä kuin kraatterialueet. Tuoreista kraattereista peräisin olevat kirkkaat ulosvedet ovat kuitenkin hieman sinisempiä [38] [39] . Lisäksi pinnalla on muutama tavallista sinisempi täplä. Kohokuviossa niitä ei ilmeisesti ole ilmaistu millään tavalla [39] . Ohjattu pallonpuolisko on yleensä noin 2 % punaisempi kuin johtava puolipallo [39] .

Relief-tiedot

Arielin pinnalla on kolme päätyyppiä: sileät, kraatteroidut ja kanjonien halkaisemat alueet [24] . Relieviön yleisimpiä piirteitä ovat törmäyskraatterit , kanjonit , jyrkänteet, vuoristot ja painaumat [36] .

Arielin etelänapaa ympäröi voimakkaasti kraatterialue, joka on tämän satelliitin suurin. Tämä on sen pinnan vanhin osa [24] . Alueella on kallioiden, kanjonien (grabenien) ja kapeiden vuorijonojen verkosto, jotka sijaitsevat pääasiassa keskileveysasteilla [24] . Kanjonit ( lat.  chasma , pl. chasmata ) [40] ovat luultavasti grabeeneja , jotka muodostuivat maailmanlaajuisen maankuoren laajenemisen aikana. Se johtui veden jäätymisestä (mahdollisesti ammoniakin kanssa) satelliitin suolistossa [14] [24] . Kanjonit suuntautuvat pääasiassa itään tai koilliseen, ja niiden leveys on 15-50 km [24] . Monien kanjonien pohja on kupera ja kohoaa 1-2 kilometriin [40] . Joskus pohjaa erottavat kanjonin seinistä noin 1 km leveät virheet [40] . Leveimpien grabenien keskellä on uria, joita kutsutaan laaksoksi ( lat.  vallis , pl. valles ) [14] . Arielin pisin kanjonijärjestelmä on Kachinin kanjonit: niiden pituus on yli 620 km (Voyager 2 -havaintojen aikana ne menivät terminaattorin ulkopuolelle , joten niiden kokonaispituutta ei tiedetä) [36] [41] .

Toinen päämaastotyyppi on harjanteiden ja painaumien risteämä maasto. Tällaiset alueet ovat nauhojen muodossa, jotka kehystävät kraatterialueita ja jakavat ne monikulmioiksi. Näiden kaistojen leveys on 25–70 km. Harjanteet ja virheet niiden sisällä saavuttavat 200 km:n pituuden, ja niitä erottaa toisistaan ​​10-35 km:n etäisyys. Jyrkän maaston nauhat jatkuvat usein kanjoneihin ja saattavat olla seurausta erilaisesta maankuoren vasteesta samaan vetojännitykseen [24] .

Arielin nuorimmat osat ovat tasaisia, suhteellisen matalalla sijaitsevia tasankoja. Ne sijaitsevat kanjonien pohjalla sekä useilla alamailla kraatterialueiden sisällä [14] . Jälkimmäisessä tapauksessa niillä on myös terävät reunat, toisinaan lohkot [24] . Tällaisten tasangoiden erilaisesta kraatteroitumisasteesta päätellen ne muodostuivat eri aikoina [24] . Niiden alkuperä on mitä todennäköisimmin vulkaanista : niissä olevat kraatterit muistuttavat maan päällä olevia kilpitulivuoria, ja terävät reunat osoittavat, että purkautunut neste oli erittäin viskoosia. Ehkä se oli alijäähdytettyä vettä tai ammoniakkiliuosta ja mahdollisesti kiinteää jäätä [40] . Tämän hypoteettisen kryolavavirtauksen paksuudeksi arvioidaan 1-3 kilometriä [40] . Siksi kanjonit muodostuivat luultavasti Arielin endogeenisen toiminnan aikana [24] .

Ariel on kraattereiden peitossa tasaisemmin kuin muut Uranuksen satelliitit, ja sillä on suhteellisen vähän suuria kraattereita. Tämä osoittaa, että sen pinta sai modernin ilmeen suhteellisen äskettäin: jossain historian jaksossa sitä päivitettiin merkittävästi [24] . Uskotaan, että Arielin geologisen toiminnan energialähde oli vuorovesikuumeneminen niinä aikoina, jolloin sen kiertorata oli pitempi [19] . Arielin suurin kraatteri, Yangoor, on halkaisijaltaan vain 78 km [36] ja siinä on merkkejä myöhemmästä muodonmuutoksesta. Kaikilla Arielin suurilla kraatereilla on tasainen pohja ja keskihuippu, ja vain muutamia kraattereita ympäröi kirkas ejecti. Monet kraatterit ovat monikulmion muotoisia, ja niihin vaikuttaa ilmeisesti olemassa oleva maankuoren rakenne. Kraatterialueilla on useita suuria (halkaisijaltaan satojen kilometrien luokkaa) kirkkaita kohtia, jotka voivat tuhoutua törmäyskraattereilla. Jos näin on, ne ovat kuin palimpsestit Jupiterin kuussa Ganymedes [24] . Erityisesti oletetaan, että pyöreä 245 kilometrin syvennys sijaitsee 10 ° S. sh. 30° tuumaa jne. , on voimakkaasti tuhoutunut suuri kraatteri [42] .

Muistiinpanot

1. ↑ Laskettu muiden parametrien perusteella.
2. ↑ Satelliitin pinta-ala lasketaan r :stä seuraavasti: .
3. ↑ Tilavuus v lasketaan säteestä r seuraavasti: .
4. ↑ Pintapaino lasketaan käyttämällä massaa m , gravitaatiovakiota G ja sädettä r seuraavasti: .
5. ↑ Toinen avaruusnopeus lasketaan käyttämällä massaa m , gravitaatiovakiota G ja sädettä r seuraavasti: .
6. ↑ Uranuksen viisi suurinta kuuta ovat (etäisyyden Uranuksesta järjestyksessä) Miranda , Ariel, Umbriel , Titania ja Oberon.
7. ↑ Mittausvirheen vuoksi ei ole vielä selvää, kuka kolmanneksi suurin satelliitti on Ariel vai Umbriel .

1. ↑ 1 2 Planeettasatelliitin keskimääräiset  kiertorataparametrit . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Haettu 6. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
2. ↑ 1 2 Thomas PC Uranuksen satelliittien säteet, muodot ja topografia raajan  koordinaateista  // Icarus . - Elsevier , 1988. - Voi. 73 , no. 3 . - s. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - .
3. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH ja Synnott SP Uranuksen ja sen tärkeimpien satelliittien massat Voyager-seurantatiedoista ja maapohjaisista Uraani-satelliittitiedoista  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Voi. 103 , no. 6 . - P. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - .
4. ↑ Shakespearen Uranuksen kuut (8. heinäkuuta 2016). (määrätön)
5. ↑ Syvällisesti | Ariel - NASAn aurinkokunnan  tutkimus
6. ↑ Lassell, W. Uranuksen sisäsatelliiteista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Voi. 12 . - s. 15-17 . - .
7. ↑ 1 2 Lassell, W. William Lassellin kirje toimittajalle  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Voi. 2 , ei. 33 . - s. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
8. ↑ Herschel, William. Georgium Sidusin neljän muun satelliitin löytämisestä; Vanhojen satelliittien retrogradinen liike julkistettu; Ja syy niiden katoamiseen tietyillä etäisyyksillä planeetalta selitetty  //  Philosophical Transactions of the Royal Society of London : Journal. - 1798. - Voi. 88 , no. 0 . - s. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
9. ↑ Holden, ES Uranuksen sisäsatelliiteista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1874. - Voi. 35 . - s. 16-22 . - .
10. ↑ Lassell, W. Kirje Prof. Holdenin kirja Uranuksen sisäsatelliiteista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1874. - Voi. 35 . - s. 22-27 . - .
11. ↑ Lassell, W. Beobachtungen der Uranus-Satelliten  (englanniksi)  // Astronomische Nachrichten. - Wiley-VCH , 1852. - Voi. 34 . - s. 325 . - .
12. ↑ Phillip S Harrington. Cosmic Challenge: Ultimate Observing List for  Amateurs . - Cambridge University Press , 2011. - s  . 364 . — ISBN 9780521899369 .
13. ↑ Kuiper, GP  Uranuksen viides satelliitti  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut . - 1949. - Voi. 61 , nro. 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.; Ruskea, oikea; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (englanniksi)  // Science : Journal. - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 97-102 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 . (sivut 58-59, 60-64)
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Grundy, WM; Young, L.A.; Spencer, JR; et ai. H 2 O- ja CO 2 -jään jakaumat Arielilla, Umbrielilla, Titanialla ja Oberonilla IRTF  / SpeX-havainnoista  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 184 , nro. 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 ai. Uranuksen magneettikentät   // Tiede . - 1986. - Voi. 233 , nro. 4759 . - s. 85-89 . - doi : 10.1126/tiede.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
17. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Umbrielin (englanniksi) dynaamisten parametrien selvittäminen elokuun 2007 Titania- ja Ariel-miehityksissä   // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2009. — Voi. 200 , ei. 1 . - s. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
18. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Uranin satelliittien vuorovesikehitys III. Evoluutio Miranda-Umbrielin 3:1, Miranda-Arielin 5:3 ja Ariel-Umbrielin 2:1 keskimääräisten liikesuhteiden kautta  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1990. - Voi. 85 , no. 2 . - s. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
19. ↑ 1 2 3 4 Tittemore, W. Arielin vuorovesilämmitys   // Icarus . - Elsevier , 1990. - Voi. 87 , no. 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. Keskikokoisten ulkoplaneettasatelliittien ja suurten transneptunisten objektien pinnanalaiset valtameret ja syvät sisätilat  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 185 , nro. 1 . - s. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
21. ↑ 1 2 3 Mousis, O. Uranin alisumun termodynaamisten olosuhteiden mallintaminen – Vaikutukset säännölliseen satelliittikoostumukseen  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 413 . - s. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
22. ↑ 1 2 3 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix. Saturnuksen ja Uranuksen satelliittien akkretiolämmitys  //  Journal of Geophysical Research : päiväkirja. - 1988. - Voi. 93 , ei. B8 . - P. 8,779-94 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
23. ↑ 1 2 Hillier, J.; Squires, Steven. Terminen jännitystektoniikka Saturnuksen ja Uranuksen satelliiteilla  //  Journal of Geophysical Research : päiväkirja. - 1991. - Voi. 96 , no. 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 Geologiset maastot ja kraatteritaajuudet  Arielilla (englanniksi)  // Luonto : Journal. - 1987. - Voi. 327 , no. 6119 . - s. 201 . - doi : 10.1038/327201a0 . - .
25. ↑ Arlot, J.; Sicardy, B. Uranin päiväntasauksen aikana tapahtuvien tapahtumien ja kokoonpanojen ennusteet ja havainnot  (englanniksi)  // Planetary and Space Science  : Journal. — Elsevier , 2008. — Voi. 56 , nro. 14 . - s. 1778 . - doi : 10.1016/j.pss.2008.02.034 . - .
26. ↑ Tässä kuussa Pluton näennäinen magnitudi on m=14,1. Voisimmeko nähdä sen 11" heijastimella, jonka polttoväli on 3400 mm? (linkki ei saatavilla) . Singapore Science Centre. Käytetty 25. maaliskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 11. marraskuuta 2005. (määrätön) 
27. ↑ Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. Uranuksen vaikeat kuut . Sky&Telescope. Haettu 4. tammikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 26. elokuuta 2011. (määrätön)
28. ↑ Matkailijan tehtävän kuvaus  . Planetary Rings Node - Planetary Data System ( NASA ) . SETI Institute (19. helmikuuta 1997). Haettu 19. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
29. ↑ Stone, EC; Stone, EC The Voyager 2 -kohtaaminen Uranuksen kanssa  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Voi. 92 , no. A13 . - P. 14,873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
30. ↑ Missions to Uranus  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . NASA Solar System Exploration (2010). Käyttöpäivä: 11. tammikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 26. elokuuta 2011.
31. ↑ Simon, Amy; Nimmo, Francis; Anderson, Richard C. (7. kesäkuuta 2021). "Matka jääjättiläiseen järjestelmään: Uranus Orbiter and Probe" . Planetary Mission Concept 2023-2032 Planetary Science Decadal Survey ]. NASA . Haettu 1.5.2022 . _
32. ↑ Uranus ja  Ariel . Hubblesite (uutistiedote 72/674) (26. heinäkuuta 2006). Haettu 14. joulukuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 26. elokuuta 2011.
33. ↑ Uranus ja satelliitit  (eng.)  (pääsemätön linkki) . Euroopan eteläinen observatorio (2008). Haettu 27. marraskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 26. elokuuta 2011.
34. ↑ Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et ai. "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results" // Science - nro 233 (4759) - 1986. - Ss. 43-64. tiedesivustolla Arkistoitu 24. syyskuuta 2015 Wayback Machinessa
35. ↑ Kargel, JS  Kryovulkanismi jäisillä satelliiteilla  // Maa, Kuu ja planeetat : päiväkirja. - Springer , 1994. - Voi. 67 , no. 1-3 . - s. 101-113 .
36. ↑ 1 2 3 4 Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU) Planetary System Nomenclature -työryhmä (WGPSN). Ariel. Nimikkeistön  hakutulokset . Planeetan nimikkeistön tiedottaja. Haettu 10. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 15. maaliskuuta 2013.
37. ↑ 1 2 Karkoschka, E. Uranuksen renkaiden ja 16 satelliitin kattava fotometria Hubble-avaruusteleskoopilla  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 151 . - s. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . - .
38. ↑ 12 Bell III, JF; McCord, T.B. (1991). Spektriyksiköiden haku Uranin satelliiteista värisuhdekuvien avulla (Conference Proceedings) . Lunar and Planetary Science Conference, 21., 12.–16.3. 1990. Houston, TX, Yhdysvallat: Lunar and Planetary Sciences Institute. s. 473-489. Käytöstä poistettu parametri |coauthors=( ohje ) Arkistoitu 3. toukokuuta 2019 Wayback Machinessa
39. ↑ 1 2 3 Buratti, BJ; Mosher, Joel A. Uranian satelliittien vertailevat globaalit albedo- ja värikartat  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1991. - Voi. 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 : päiväkirja. - 1991. - Voi. 96 . - s. 1887 . - doi : 10.1029/90JB01604 . - . (sivut 1893-1896)
41. ↑ Stryk T. Uranuksen kuuiden yöpuolen paljastaminen . Planetary Societyn blogi . Planetary Society (13. toukokuuta 2008). Käyttöpäivä: 28. kesäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. (määrätön)
42. ↑ Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. . Suuret törmäysominaisuudet keskikokoisille jäisille satelliiteille  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — Voi. 171 , nro. 2 . - s. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani Hienoa norjalaista Suuri Neuvostoliitto (1 painos) Brockhaus ja Efron Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	J9U : 987007544325005171 LCCN : sh94005239

Uranus
Uranuksen kuut	Ariel Belinda bianca Desdemona Julia Caliban Cordelia Cressida Cupid Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Pakkaus Perdita Osa Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Ominaisuudet	Uranuksen renkaat
Avaaminen	William Herschel William Lassell
Tutkimus	Voyager ohjelma Voyager 2
Uranuksen troijalaiset	2011 QF99
muu	15 Orion Uranus kulttuurissa

aurinkokunta
Keskitähti ja planeetat _	Aurinko Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
kääpiöplaneetat	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Sedna Orc Quaoar Ase-ase 2002 MS 4
Suuret satelliitit	Ganymede Titaani Callisto Ja noin Kuu Euroopassa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliitit / renkaat	Maa / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Orca quawara
Ensimmäiset löydetyt asteroidit	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Pienet ruumiit	meteoroidit asteroidit / niiden satelliitit lähellä maata päävyö troijalainen kentaurit transneptuninen Kuiperin vyö plutino cubewano hajallaan oleva levy damokloidit komeetat Oort pilvi
keinotekoisia esineitä	keinotekoiset maasatelliitit planeettojen välinen avaruusalus
Hypoteettiset esineet	Tulivuori ja vulkanoidit Mercuryn satelliitti Venuksen satelliitit muut maan satelliitit vastamaa Planet Nine , Tyche , Planet X ja muut trans-Neptunian planeetat Nemesis Entiset planeetat: Theia , Phaeton tai Planet V Viides kaasujätti
Luettelo aurinkokunnan kohteista Tähtitieteelliset esineet