Ariel (astronomia)

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Ariel
(Urano I)
Ariel in scala di grigi ripreso da Voyager 2 nel 1986. Il sistema di canyon Chasma Kachina si estende lungo la parte superiore dell'immagine.Ariel in scala di grigi ripreso da Voyager 2 nel 1986. Il sistema di canyon Chasma Kachina si estende lungo la parte superiore dell'immagine.
Satellite di Urano
Scoperta 24 ottobre 1851
Scopritore William Lassell
Parametri orbitali
Semiasse maggiore 190 900 km
Periodo orbitale 2,52 giorni
Inclinazione rispetto
all'equat. di Urano
0,260°
Eccentricità 0,0012
Dati fisici
Dimensioni 1162,2 × 1155,8 × 1155,4 km
Diametro medio 1157,8 km
Superficie 4 200 000 km2
Volume 812 600 000 km3
Massa
1,35 × 1021 kg
Densità media 1,67 g/cm3
Acceleraz. di gravità in superficie 0,27 m/s2
Velocità di fuga 0,56 km/s
Periodo di rotazione Rotazione sincrona
Temperatura
superficiale
~58 K (media)
Pressione atm. nulla
Albedo 0,39

Ariel è la più luminosa e la quarta in ordine di grandezza delle 27 lune conosciute di Urano. Ariel orbita e ruota nel piano equatoriale di Urano, che è quasi perpendicolare all'orbita di Urano, e ha quindi un ciclo di stagioni estreme.

Fu scoperto nel mese di ottobre 1851 da William Lassell, e prese il nome da un personaggio di due distinti pezzi di letteratura. Gran parte della conoscenza dettagliata di Ariel deriva da un unico flyby di Urano effettuato dalla sonda Voyager 2 nel 1986, che è riuscita a riprendere l'immagine di circa il 35% della superficie della luna. Non ci sono per il momento piani per tornare a studiare la luna in modo più dettagliato, anche se vari progetti, come Urano orbiter and probe, vengono proposti di volta in volta.

Dopo Miranda, Ariel è il secondo più piccolo dei cinque maggiori satelliti sferici di Urano, e il secondo più vicino al pianeta. Tra le più piccole delle 19 lune sferiche conosciute del Sistema Solare (è la 14ª per diametro), si ritiene che sia composto di ghiaccio e materiale roccioso più o meno in parti uguali. Come tutte le lune di Urano, Ariel si formò probabilmente da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione e, come altre lune di grandi dimensioni, è verosimilmente differenziato, con un nucleo interno di roccia circondato da un mantello di ghiaccio. Ariel ha una superficie complessa composta da un ampio terreno craterizzato attraversato da un sistema di scarpate di faglia, canyon e creste. La superficie mostra segni di attività geologica più recente rispetto ad altre lune di Urano, molto probabilmente a causa delle forze di marea.

Scoperta[modifica | modifica wikitesto]

Scoperto il 24 ottobre 1851 da William Lassell (insieme a Umbriel),[1] prende il nome da uno spirito dell'aria ne Il ricciolo rapito di Alexander Pope e ne La Tempesta di Shakespeare.

Anche se William Herschel, che scoprì le due lune più grandi di Urano Titania e Oberon nel 1787, sostenne di aver osservato quattro altre lune,[2] le sue affermazioni non sono mai state confermate.[2][3]

Tutti i satelliti di Urano prendono il nome da personaggi di opere di William Shakespeare o da Il ricciolo rapito di Alexander Pope. I nomi di tutti e quattro i satelliti di Urano allora conosciuti furono suggeriti da John Herschel nel 1852 su richiesta di Lassell.[4] Ariel, designato anche come Urano I,[1] prende il nome dalla silfide principale ne Il ricciolo rapito.[5] È anche il nome dello spirito che serve Prospero ne La Tempesta di Shakespeare.[6]

Orbita[modifica | modifica wikitesto]

Tra le cinque maggiori lune di Urano,[7] Ariel è la seconda più vicina al pianeta, orbitando alla distanza di circa 190.000 km. La sua orbita è poco eccentrica ed è inclinata molto poco rispetto all'equatore di Urano.[8] Il suo periodo orbitale è di circa 2,5 giorni terrestri, coincidente con il suo periodo di rotazione. Ciò significa che una faccia della luna è sempre rivolta verso il pianeta, una condizione nota come rotazione sincrona.[9] L'orbita di Ariel si trova completamente all'interno della magnetosfera di Urano.[10] L'emisfero di coda (quello che si trova dalla parte opposta rispetto alla direzione dell'orbita) di satelliti senza atmosfera che orbitano all'interno di una magnetosfera (come Ariel) viene colpito da plasma magnetosferico co-rotante con il pianeta.[11] Questo bombardamento può portare all'oscuramento dell'emisfero di coda riscontrato per tutte le lune di Urano ad eccezione di Oberon (vedi sotto).[10] Inoltre Ariel cattura le particelle cariche della magnetosfera, producendo una netta flessione nel conteggio di particelle energetiche vicino all'orbita della luna osservata da Voyager 2 nel 1986.[12]

Poiché Ariel, come Urano, orbita intorno al Sole quasi sul proprio fianco rispetto alla sua rotazione, i suoi emisferi settentrionale e meridionale sono rivolti verso il Sole o dalla parte opposta ai solstizi. Questo significa che è soggetto ad un ciclo di stagioni estreme; proprio come i poli della Terra vedono la notte permanente o la luce del giorno intorno ai solstizi, allo stesso modo i poli di Ariel vedono la notte permanente o la luce del giorno per mezzo anno di Urano (42 anni terrestri), con il Sole che passa vicino allo zenith sopra ad uno dei poli ad ogni solstizio.[10] Il flyby di Voyager 2 coincise con il solstizio d'estate del 1986 dell'emisfero meridionale, quando quasi tutto l'emisfero nord non era illuminato. Una volta ogni 42 anni, quando Urano ha un equinozio e il suo piano equatoriale interseca la Terra, diventano possibili mutue occultazioni dei satelliti di Urano. Alcuni di questi eventi si sono verificati nel 2007-2008, tra cui un'occultazione di Ariel da parte di Umbriel il 19 agosto 2007.[13]

Al 1990, Ariel non si trova in alcuna risonanza orbitale con altri satelliti di Urano. In passato, tuttavia, potrebbe essere stato in risonanza 5:3 con Miranda, che quindi potrebbe essere stata in parte responsabile del suo riscaldamento (anche se il riscaldamento massimo attribuibile a una precedente risonanza 1:3 di Umbriel con Miranda doveva essere probabilmente circa tre volte maggiore).[14] Ariel potrebbe essere stato un tempo legato in risonanza 4:1 con Titania, dalla quale si è poi affrancato.[15] Fughe da una risonanza di moto medio sono molto più facili per le lune di Urano piuttosto che per quelle di Giove o di Saturno, a causa del minor grado di schiacciamento di Urano.[15] Questa risonanza, che probabilmente si è verificata circa 3,8 miliardi di anni fa, avrebbe incrementato l'eccentricità orbitale di Ariel, con conseguente attrito mareale a causa delle forze di marea di Urano. Ciò potrebbe aver provocato il riscaldamento delle parti interne della luna di 20 K.[15]

Composizione e struttura interna[modifica | modifica wikitesto]

Ariel è la quarta più grande delle lune di Urano, e potrebbe avere la terza massa più grande.[16][17] La densità è di 1.66 g/cm3,[18] il che significa che si compone circa di parti uguali di acqua ghiacciata e di un componente denso non di ghiaccio.[19] Quest'ultimo potrebbe consistere in rocce e materiale carbonioso comprendente composti organici pesanti noti cometoline.[9] La presenza di ghiaccio d'acqua è avvalorata da osservazioni spettroscopiche agli infrarossi che hanno rivelato ghiaccio d'acqua cristallina sulla superficie della luna.[10] Le righe di assorbimento del ghiaccio d'acqua sono più forti nell'emisfero di testa che in quello di coda.[10] La causa di questa asimmetria non è nota, ma potrebbe essere correlata al bombardamento da parte di particelle cariche provenienti dalla magnetosfera di Urano, che è più forte sull'emisfero di coda (a causa della co-rotazione del plasma).[10] Le particelle energetiche tendono a polverizzare il ghiaccio d'acqua, decompongono il metano intrappolato nel ghiaccio come clatrato idrato ed oscurano altre sostanze organiche, lasciando dietro un residuo oscuro ricco di carbonio.[10]

A parte l'acqua, l'unico altro composto identificato sulla superficie di Ariel dalla spettroscopia infrarossa è il biossido di carbonio (CO2), che si concentra soprattutto nell'emisfero di coda. Tra i satelliti di Urano, Ariel mostra la maggiore evidenza spettroscopica del CO2,[10] ed è stato il primo su cui è stato scoperto questo composto.[10] L'origine del biossido di carbonio non è del tutto chiara. Potrebbe essere prodotto localmente da carbonati o materiali organici sotto l'influenza delle particelle energetiche cariche provenienti dalla magnetosfera di Urano o dalla radiazione solare ultravioletta. Questa ipotesi spiegherebbe l'asimmetria nella sua distribuzione, dato che l'emisfero di coda è soggetto a una più intensa influenza magnetosferica rispetto a quello di testa. Un'altra fonte possibile è il degassamento di CO2 primordiale intrappolato dal ghiaccio d'acqua all'interno di Ariel. La fuoriuscita di CO2 dall'interno può essere correlata alla passata attività geologica su questa luna.[10]

Data la sua dimensione, la composizione di roccia/ghiaccio e la possibile presenza di sale o ammoniaca in soluzione per abbassare il punto di congelamento dell'acqua, l'interno di Ariel può essere differenziato in un nucleo roccioso circondato da un mantello ghiacciato.[19] Se questo è il caso, il raggio del nucleo (372 km) è circa il 64% del raggio della luna, e la sua massa è circa il 56% della massa della luna; i parametri sono dettati dalla composizione della luna. La pressione nel centro di Ariel è di circa 0,3 GPa (3 kbar).[19] Lo stato del mantello ghiacciato non è chiaro, anche se l'esistenza di un oceano sotterraneo è ritenuta improbabile.[19]

Superficie[modifica | modifica wikitesto]

L’immagine a colori di Ariel con la più alta risoluzione ripresa da Voyager 2. Canyons ricoperti di pianure levigate sono visibili in basso a destra. Il cratere luminoso Laica è in basso a sinistra.

Albedo e colore[modifica | modifica wikitesto]

Ariel è il più luminoso dei satelliti di Urano.[20] La sua superficie mostra un effetto di opposizione: la riflettività diminuisce dal 53% ad un angolo di fase di 0° (albedo geometrica) al 35% con un angolo di circa 1°. L'albedo di Bond di Ariel è di circa il 23%, la più alta tra i satelliti di Urano.[20] La superficie di Ariel è generalmente di colore neutro.[21] Ci può essere una asimmetria tra l'emisfero di testa e quello di coda;[22] il secondo sembra essere più rosso del primo del 2%.[21][22][23] La superficie di Ariel generalmente non mostra alcuna correlazione tra albedo e geologia da un lato e colore dall'altro. Ad esempio, i canyon hanno lo stesso colore del terreno craterizzato. Tuttavia, i depositi chiari da impatto attorno ad alcuni crateri recenti sono di colore leggermente più blu.[21][22] Ci sono anche alcuni punti leggermente blu, che non corrispondono ad alcuna caratteristica nota della superficie.[22]

Caratteristiche della superficie[modifica | modifica wikitesto]

La superficie di Ariel mostra all'osservazione tre tipi di terre: di crateri, di rilievi e di pianure.[24] Le principali strutture geologiche sono i crateri da impatto, i canyon, le scarpate di faglia, le creste e le depressioni.[25]

Graben (Fosse tettoniche) vicino al terminatore di Ariel. Il fondo è ricoperto di materiale liscio, probabilmente estruso dal sottosuolo attraverso il criovulcanismo. Parecchi di essi sono tagliati da solchi sinuosi, ad esempio Sprite e Leprechaun Valles, sopra e sotto l'horst (pilastro tettonico) triangolare in basso.

La terra di crateri, una superficie ondulata ricoperta di numerosi crateri da impatto che circonda il polo sud di Ariel, è la più antica e più estesa unità geologica.[24] È attraversata da una rete di scarpate di faglia, di canyon (graben) e di creste scoscese soprattutto alle medie latitudini dell'emisfero meridionale.[24] I canyon, conosciuti anche come chasmata,[26] rappresentano probabilmente graben formatisi attraverso processi tettonici, derivanti da sollecitazioni provocate dal congelamento di acqua (o di ammoniaca acquosa) all'interno della luna (vedi sotto).[9][ 28 ] Sono larghi 15–50 km e si estendono in direzione est o nord-est.[24] Il fondo di parecchi canyon è convesso e si eleva di 1–2 km.[26] A volte il fondo è separato dalle pareti del canyon da scanalature di circa 1 km di larghezza.[26] I graben più ampi hanno delle scanalature (chiamate valles) che scorrono lungo le creste dei loro fondi convessi.[9] Il canyon più lungo è il Chasma Kachina, di oltre 620 km (si estende fino nell'emisfero di Ariel che Voyager 2 non ha visto illuminato).[25][27]

La seconda tipologia di terra, quella di rilievi, consiste in strisce di creste e di avvallamenti che si estendono per centinaia di chilometri. I rilievi delimitano la terra di crateri e la tagliano in poligoni. All'interno di ogni striscia (larga fino a 25–70 km), ci sono singole creste e avvallamenti lunghi fino a 200 km di e distanti tra loro da 10 a 35 km. Queste strisce sono spesso continuazioni di canyon, suggerendo che potrebbero essere una forma modificata di graben oppure il risultato di una reazione diversa della crosta alle stesse sollecitazioni, ad esempio la frattura fragile.[24]

Mappa di Ariel in falso colore. Il prominente cratere non circolare (sotto e a sinistra del centro) è Yangoor. Parte di esso è stato cancellato durante la formazione delle terre di rilievi attraverso processi tettonici.

Le terre più recenti osservate su Ariel sono le pianure: zone relativamente basse e lisce che devono essersi formate in un lungo periodo di tempo, a giudicare dalla diversità dei loro crateri.[24] Le pianure si trovano sul fondo di canyon e, in qualche depressione irregolare, nel mezzo di terreno craterizzato.[9] In quest'ultimo caso sono separati dal terreno craterizzato da confini netti, che in alcuni casi si presentano in forma lobata.[24] L'origine più probabile delle pianure è attraverso processi vulcanici; la geometria lineare delle loro bocche, le fanno assomigliare ai vulcani terrestri a scudo, e i margini topografici distinti indicano che il liquido eruttato era molto viscoso, forse una soluzione acqua-ammoniaca super-raffreddata, oppure si tratta di vulcanismo di ghiaccio solido.[26] Lo spessore di questi ipotetici flussi di criolava è stimato nell'ordine di 1–3 km.[26] I canyon devono quindi essersi formati in un tempo in cui la ripavimentazione endogena della superficie era ancora in corso su Ariel.[24]

Ariel sembra essere uniformemente craterizzato rispetto ad altre lune di Urano;[9] la relativa scarsità di crateri estesi[28][29] indica che la sua superficie non risale alla formazione del Sistema Solare: ciò significa che Ariel, ad un certo punto della sua storia, deve essere stato completamente “riasfaltato”.[24] Si pensa che la passata attività geologica di Ariel sia stata influenzata dalle forze di marea in un momento in cui la sua orbita era più eccentrica rispetto a quella misurata per la prima volta.[15] Il cratere più esteso su Ariel, Yangoor, è largo solo 78 km,[25] e mostra i segni di una deformazione successiva. Tutti i grandi crateri di Ariel hanno fondi appiattiti e picchi centrali, e alcuni sono circondati da depositi luminosi di materiale espulso. Molti crateri sono poligonali, il che indica che il loro aspetto è stato influenzato dalla preesistente struttura crostale. Nelle pianure craterizzate ci sono alcune macchie chiare di grandi dimensioni (circa 100 km di diametro), che potrebbero essere crateri da impatto degradati. Se questo è il caso, sarebbero simili ai palinsesti su Ganimede, una luna di Giove.[24] Si pensa che una depressione circolare di 245 km di diametro situata a 10°S 30°E sia una struttura da impatto estremamente degradata.[30]

Origine ed evoluzione[modifica | modifica wikitesto]

Si ritiene che Ariel sia stato formato da un disco di accrescimento o nebulosa secondaria: un disco di gas e polvere esistente attorno a Urano per qualche tempo dopo la sua formazione o creato dal gigantesco impatto che molto probabilmente ha dato al pianeta la sua notevole inclinazione.[31] La composizione precisa della nebulosa secondaria non è nota; tuttavia, la maggiore densità delle lune di Urano rispetto alle quelle di Saturno indica che potrebbe essere stata relativamente povera d'acqua.[9][10][32] Significative quantità di carbonio e di azoto potrebbero essere state presenti sotto forma di monossido di carbonio (CO) e azoto molecolare (N2) al posto di metano e ammoniaca.[31] Le lune formatesi in questa nebulosa conterrebbero meno ghiaccio d'acqua (con CO e N2 intrappolati come clatrato) e più roccia, spiegando così la densità più elevata.[9]

Il processo di accrescimento durò probabilmente per diverse migliaia di anni prima che la luna fosse completamente formata.[31] I modelli suggeriscono che gli impatti che accompagnarono l'accrescimento causarono il riscaldamento dello strato esterno di Ariel, raggiungendo una temperatura massima di circa 195 K ad una profondità di circa 31 km.[33] Dopo la fine della formazione, lo strato di sottosuolo si raffreddò, mentre l'interno di Ariel si riscaldò a causa del decadimento di elementi radioattivi presenti nelle sue rocce.[9] Lo strato raffreddato prossimo alla superficie si contrasse, mentre l'interno si espanse. Ciò causò forti tensioni interne nella crosta lunare raggiungendo 30 MPa, cosa che potrebbe aver portato a fessurazioni.[34] Alcune scarpate di faglia e canyon odierni potrebbero essere un risultato di questo processo,[24] che durò per 200 milioni di anni.[34]

Il riscaldamento iniziale dovuto all'accrescimento insieme con il continuo decadimento di elementi radioattivi e il probabile attrito mareale potrebbero aver portato alla fusione del ghiaccio se un antigelo come l'ammoniaca (sotto forma di idrato) o del sale fosse stato presente.[33] La fusione potrebbe aver portato alla separazione del ghiaccio dalle rocce e alla formazione di un nucleo roccioso circondato da un mantello ghiacciato.[19] Uno strato di acqua liquida (oceano) ricco di ammoniaca disciolta potrebbe essersi formato ai confini tra il nucleo e il mantello. La temperatura eutettica di questa miscela è di 176 K.[19] L'oceano, tuttavia, è probabile che si sia congelato da molto tempo. Il congelamento dell'acqua ha probabilmente portato all'espansione dell'interno, cosa che potrebbe aver causato la formazione dei canyon e l'obliterazione della superficie antica.[24] Dall'oceano, i liquidi potrebbero essere stati in grado di eruttare in superficie, inondando il fondo dei canyon in un processo noto come criovulcanismo.[33]

La modellazione termica di Dione, una luna di Saturno, simile ad Ariel per dimensioni, densità e temperatura della superficie, indica che la convezione di stato solido sarebbe potuta durare all'interno di Ariel per miliardi di anni, e che temperature superiori a 173 K (il punto di fusione dell'ammoniaca acquosa) potrebbero essere persistite in prossimità della sua superficie per diverse centinaia di milioni di anni dopo la formazione, e all'incirca un miliardo di anni nelle zone più vicine al nucleo.[24]

L'osservazione e l'esplorazione[modifica | modifica wikitesto]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Esplorazione di Urano.
Immagine di Ariel, con la sua ombra, in transito davanti a Urano ripresa da HST

La magnitudine apparente di Ariel è di 14,4;[35] simile a quella di Plutone nei pressi del perielio. Tuttavia, mentre Plutone può essere visto attraverso un telescopio di 30 cm di apertura,[36] Ariel, a causa della vicinanza al bagliore di Urano, spesso non è visibile a telescopi con apertura di 40 cm.[37]

Le uniche immagini ravvicinate di Ariel sono state ottenute dalla sonda Voyager 2, che fotografò la luna nel corso del suo flyby di Urano nel gennaio 1986. Il massimo avvicinamento di Voyager 2 di Ariel fu di 127,000 km (79.000 miglia), significativamente inferiore rispetto alla distanza della sonda da tutte le altre lune di Urano ad eccezione di Miranda.[38] Le migliori immagini di Ariel hanno una risoluzione spaziale di circa 2 km.[24] Esse coprono circa il 40% della superficie, ma solo il 35% è stato fotografato con la qualità richiesta per la mappatura geologica e il conteggio dei crateri.[24] Al momento del flyby l'emisfero meridionale di Ariel (come quello delle altre lune) era rivolto verso il Sole, così che l'emisfero settentrionale (buio) non poté essere studiato.[9] Nessun altro veicolo spaziale ha mai visitato il sistema di Urano, e nessuna missione è prevista verso Urano e le sue lune.[39] La possibilità di inviare la sonda Cassini verso Urano è stata valutata in fase di pianificazione per una possibile estensione della missione.[40] Ci sarebbero voluti una ventina d'anni per arrivare al sistema di Urano dopo essere partiti da Saturno.[40] Per maggiori informazioni (in inglese) su studi di missioni nel sistema solare, cliccare qui

Transiti[modifica | modifica wikitesto]

Il 26 luglio 2006, il Telescopio Spaziale Hubble catturò un raro transito compiuto da Ariel davanti a Urano, che gettò un'ombra che poteva essere vista nella parte superiore della nube di Urano. Tali eventi sono rari e si verificano solo intorno agli equinozi, quando il piano orbitale della luna attorno a Urano è inclinato di 98° rispetto al piano orbitale di Urano attorno al Sole.[41] Un altro transito venne registrato nel 2008 dall'Osservatorio Europeo Australe.[42]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b (EN) W. Lassell, On the interior satellites of Uranus in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 12, 1851, pp. 15–17.
  2. ^ a b (EN) William Herschel, On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus; The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained in Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 88, 1798, pp. 47–79, DOI:10.1098/rstl.1798.0005.
  3. ^ (EN) O. Struve, Note on the Satellites of Uranus in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 8, nº 3, 1848, pp. 44–47.
  4. ^ (EN) William Lassell, Letter to the editor [discovery of two satellites of Uranus] in Astronomical Journal, vol. 2, nº 33, Princeton, dicembre 1851, p. 70, DOI:10.1086/100198.
  5. ^ Phillip S. Harrington, Cosmic Challenge: The Ultimate Observing List for Amateurs, Cambridge University Press, 2011, p. 364, ISBN 978-0-521-89936-9.
  6. ^ (EN) Gerard P. Kuiper, The Fifth Satellite of Uranus in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 61, nº 360, giugno 1949, p. 129, DOI:10.1086%2F126146.
  7. ^ Le cinque lune maggiori sono Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon.
  8. ^ (EN) Planetary Satellite Mean Orbital Parameters in Jet propulsion Laboratory, California Institute of Technology, gennaio 1990.
  9. ^ a b c d e f g h i j (EN) B. A. Smith, Voyager 2 in the Uranian system - Imaging science results in Science, vol. 233, luglio 1986, p. 43-64.
  10. ^ a b c d e f g h i j k (EN) W.M. Grundya, Distributions of H2O and CO2 ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations in Icarus, vol. 184, ottobre 2006, p. 543-555.
  11. ^ (EN) Norman F. Ness, Magnetic Fields at Uranus in Science, vol. 233, 4 luglio 1986, pp. 85–89.
  12. ^ (EN) S. M Krimigis, The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and radiation Environment in Science, vol. 233, nº 4759, 4 luglio 1986, pp. 97–102, DOI:10.1126/science.233.4759.97, ISSN 0036-8075, PMID 17812897.
  13. ^ (EN) C. Miller, Resolving dynamic parameters of the August 2007 Titania and Ariel occultations by Umbriel in Icarus, vol. 200, marzo 2009, p. 343-346.
  14. ^ (EN) William C. Tittemore, Tidal evolution of the Uranian satellites. III - Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities in Icarus (ISSN 0019-1035), vol. 85, giugno 1990, p. 394-443.
  15. ^ a b c d (EN) William C. Tittemore, Tidal heating of Ariel in Icarus, vol. 87, settembre 1990, p. 110-139.
  16. ^ A causa dell'errore di misurazione attuale, non si sa ancora per certo se Ariel è più massiccio di Umbriel.
  17. ^ (EN) Jet Propulsion Laboratory (Solar System Dynamics), Planetary Satellite Physical Parameters, 28 maggio 2009.
  18. ^ (EN) R.A. Jacobson, The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data in Astronomical Journal, vol. 103, giugno 1992, p. 2068-2078.
  19. ^ a b c d e f (EN) Hauke Hussmann, Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects. in Icarus, vol. 185, novembre 2006, p. 258-273.
  20. ^ a b (EN) Erich Karkoschka, Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope in Icarus, vol. 151, maggio 2001, p. 51-68.
  21. ^ a b c (EN) J. F. Bell, A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images in Lunar and Planetary Science Conference, 21st, Houston, TX, Mar. 12-16, Houston, 1990.
  22. ^ a b c d (EN) B. J. Buratti, Comparative global albedo and color maps of the Uranian satellites in Icarus, vol. 90, marzo 1991, p. 1-13.
  23. ^ Il colore è determinato dal rapporto tra le albedo osservate attraverso il verde (0,52-0,59 micron) e il viola (0,38-0,45 micron) dei filtri di Voyager.
  24. ^ a b c d e f g h i j k l m n o (EN) J. B. Plescia, Geological terrains and crater frequencies on Ariel in Nature (ISSN 0028-0836), vol. 327, maggio 1987, p. 201-204.
  25. ^ a b c Nomenclature Search Results: Ariel in Gazetteer of Planetary Nomenclature.
  26. ^ a b c d e (EN) Schenk, Paul M., Fluid Volcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition in Journal of Geophysical Research, vol. 96, B2, 1991, pp. 1887-1906.
  27. ^ Ted Stryk, Revealing the night sides of Uranus' moons in Emily Lakdawalla (a cura di), The Planetary Society Blog, The Planetary Society, 13 marzo 2008. URL consultato il 25 febbraio 2012.
  28. ^ La densità superficiale dei crateri di Ariel più grandi di 30 km di diametro varia da 20 a 70 per milione di km2, laddove è di circa 1800 per Oberon e Umbriel.
  29. ^ J. B. Plescia, Geology and Cratering History of Ariel in Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, vol. 18, 1987, p. 788, Bibcode:1987LPI....18..788P.
  30. ^ (EN) J. M. Moore, Large impact features on middle-sized icy satellites in Icarus, vol. 171, 2004, p. 421–43, Bibcode:2004Icar..171..421M., DOI:10.1016/j.icarus.2004.05.009.
  31. ^ a b c (EN) O. Mousis, Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula - Implications for regular satellite composition in Astronomy and Astrophysics, vol. 413, gennaio 2004, p. 373-380.
  32. ^ Per esempio, Teti, una luna di Saturno, ha una densità di 0,97 g/cm3, il che significa che è composta di acqua per più del 90%.
  33. ^ a b c (EN) Steven W. Squyres, Accretional heating of the satellites of Saturn and Uranus in Journal of Geophysical Research, vol. 93, agosto 1988, p. 8779-8794.
  34. ^ a b (EN) John Hillier, Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus in Journal of Geophysical Research, vol. 96, agosto 1991, p. 15,665-15,674.
  35. ^ (EN) J. Arlot, Predictions and observations of events and configurations occurring during the Uranian equinox satellites in Planetary and Space Science, vol. 56, 2008, Bibcode:2008P&SS...56.1778A., DOI:10.1016/j.pss.2008.02.034.
  36. ^ This month Pluto's apparent magnitude is m=14.1. Could we see it with an 11" reflector of focal length 3400 mm?, Singapore Science Centre. URL consultato il 25 marzo 2007 (archiviato dall'url originale l'11 novembre 2005).
  37. ^ Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian, The Elusive Moons of Uranus, Sky & Telescope. URL consultato il 4 gennaio 2011.
  38. ^ (EN) E. C. Stone, The Voyager 2 Encounter With Uranus in Journal of Geophysical Research, vol. 92, 1987, p. 14,873-76, Bibcode:1987JGR....9214873S., DOI:10.1029/JA092iA13p14873..
  39. ^ Missions to Uranus, NASA Solar System Exploration, 2010. URL consultato l'11 gennaio 2011.
  40. ^ a b Bob Pappalardo, Cassini Proposed Extended-Extended Mission (XXM) (PDF), 9 marzo 2009. URL consultato il 20 agosto 2011.
  41. ^ Uranus and Ariel, Hubblesite (News Release 72 of 674), 26 luglio 2006. URL consultato il 14 dicembre 2006.
  42. ^ Uranus and satellites, European Southern Observatory, 2008. URL consultato il 27 novembre 2010.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

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