Ariel (lua) -Ariel (moon)
.jpg) Ariel em escala de cinza pela Voyager 2 em 1986. Numerosos graben são visíveis, incluindo o sistema de desfiladeiros Kachina Chasmata que se estende pela parte superior da imagem.
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| Descoberta | |||||||||
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| Descoberto por | William Lassell | ||||||||
| Data da descoberta | 24 de outubro de 1851 | ||||||||
| Designações | |||||||||
Designação |
Urano I | ||||||||
| Pronúncia | / ɛər i ə l / ou / ær i ə l / | ||||||||
| Adjetivos | Arieliano / ær i ˈ iː l i ə n / | ||||||||
| Características orbitais | |||||||||
| 191 020 km | |||||||||
Raio médio da órbita
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190 900 km | ||||||||
| Excentricidade | 0,0012 | ||||||||
| 2.520 dias | |||||||||
Velocidade orbital média
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5,51 km/s | ||||||||
| Inclinação | 0,260° (para o equador de Urano) | ||||||||
| Satélite de | Urano | ||||||||
| Características físicas | |||||||||
| Dimensões | 1162,2 × 1155,8 × 1155,4 quilômetros | ||||||||
Raio médio |
578,9 ± 0,6 km (0,0908 Terras ) | ||||||||
| 4 211 300 km 2 | |||||||||
| Volume | 812 600 000 km 3 | ||||||||
| Massa | (1,251 ± 0,021) × 10 21 kg | ||||||||
Densidade média
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1,592 ± 0,15 g / cm3 | ||||||||
| 0,249 m/ s2 | |||||||||
| 0,537 km/s | |||||||||
| síncrono | |||||||||
| Albedo | |||||||||
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| 14,4 (banda R) | |||||||||
Ariel é a quarta maior das 27 luas conhecidas de Urano . Ariel orbita e gira no plano equatorial de Urano , que é quase perpendicular à órbita de Urano e, portanto, tem um ciclo sazonal extremo.
Foi descoberto em outubro de 1851 por William Lassell e nomeado para um personagem em duas peças diferentes de literatura. A partir de 2019, muito do conhecimento detalhado de Ariel deriva de um único sobrevoo de Urano realizado pela sonda espacial Voyager 2 em 1986, que conseguiu visualizar cerca de 35% da superfície da lua. Não há planos ativos no momento para voltar a estudar a lua com mais detalhes, embora vários conceitos, como Orbitador e Sonda de Urano, tenham sido propostos.
Depois de Miranda , Ariel é o segundo menor dos cinco maiores satélites arredondados de Urano e o segundo mais próximo de seu planeta . Entre as menores das 19 luas esféricas conhecidas do Sistema Solar (ela ocupa a 14ª entre elas em diâmetro), acredita-se que seja composta de partes aproximadamente iguais de gelo e material rochoso. Sua massa é aproximadamente igual em magnitude à hidrosfera da Terra .
Como todas as luas de Urano, Ariel provavelmente se formou a partir de um disco de acreção que cercou o planeta logo após sua formação e, como outras grandes luas, provavelmente é diferenciada , com um núcleo interno de rocha cercado por um manto de gelo. Ariel tem uma superfície complexa que consiste em um extenso terreno de crateras cortado por um sistema de escarpas , cânions e cordilheiras . A superfície mostra sinais de atividade geológica mais recente do que outras luas de Urano, provavelmente devido ao aquecimento das marés .
Descoberta e nome
Descoberto em 24 de outubro de 1851 por William Lassell , é nomeado para um espírito do céu em The Rape of the Lock , de Alexander Pope , e The Tempest , de Shakespeare .
Tanto Ariel quanto o satélite de Urano Umbriel , um pouco maior, foram descobertos por William Lassell em 24 de outubro de 1851. Embora William Herschel , que descobriu as duas maiores luas de Urano, Titânia e Oberon , em 1787, afirmasse ter observado quatro luas adicionais, isso nunca foi confirmado e essas quatro os objetos são agora considerados espúrios.
Todas as luas de Urano têm o nome de personagens das obras de William Shakespeare ou The Rape of the Lock , de Alexander Pope . Os nomes de todos os quatro satélites de Urano então conhecidos foram sugeridos por John Herschel em 1852 a pedido de Lassell. Ariel é nomeado após o sylph líder em The Rape of the Lock . É também o nome do espírito que serve a Próspero em A Tempestade de Shakespeare . A lua também é designada Urano I.
Órbita
Entre as cinco maiores luas de Urano , Ariel é a segunda mais próxima do planeta, orbitando a uma distância de cerca de 190.000 km. Sua órbita tem uma pequena excentricidade e é muito pouco inclinada em relação ao equador de Urano. Seu período orbital é de cerca de 2,5 dias terrestres, coincidente com seu período de rotação . Isso significa que um lado da lua sempre está voltado para o planeta; uma condição conhecida como bloqueio de maré . A órbita de Ariel está completamente dentro da magnetosfera de Urano . Os hemisférios à direita (aqueles voltados para fora de suas direções de órbita) de satélites sem ar que orbitam dentro de uma magnetosfera como Ariel são atingidos por plasma magnetosférico que co-rota com o planeta. Este bombardeio pode levar ao escurecimento dos hemisférios à direita observados para todas as luas de Urano, exceto Oberon (veja abaixo). Ariel também captura partículas carregadas magnetosféricas, produzindo uma queda pronunciada na contagem de partículas energéticas perto da órbita da lua observada pela Voyager 2 em 1986.
Como Ariel, como Urano, orbita o Sol quase de lado em relação à sua rotação, seus hemisférios norte e sul estão voltados diretamente para o Sol ou diretamente para longe do Sol nos solstícios . Isso significa que está sujeito a um ciclo sazonal extremo; assim como os pólos da Terra vêem a noite ou a luz do dia permanente ao redor dos solstícios, os pólos de Ariel vêem a noite ou a luz permanente durante meio ano uraniano (42 anos terrestres), com o Sol nascendo perto do zênite sobre um dos pólos em cada solstício. O sobrevoo da Voyager 2 coincidiu com o solstício de verão do sul de 1986, quando quase todo o hemisfério norte estava escuro. Uma vez a cada 42 anos, quando Urano tem um equinócio e seu plano equatorial cruza a Terra, ocultações mútuas das luas de Urano se tornam possíveis. Vários desses eventos ocorreram em 2007–2008, incluindo uma ocultação de Ariel por Umbriel em 19 de agosto de 2007.
Atualmente Ariel não está envolvido em nenhuma ressonância orbital com outros satélites de Urano. No passado, no entanto, pode ter sido uma ressonância de 5:3 com Miranda , o que poderia ter sido parcialmente responsável pelo aquecimento daquela lua (embora o aquecimento máximo atribuível a uma antiga ressonância de 1:3 de Umbriel com Miranda fosse provavelmente cerca de três vezes maior). Ariel pode ter ficado preso na ressonância 4:1 com Titânia, da qual escapou mais tarde. A fuga de uma ressonância de movimento médio é muito mais fácil para as luas de Urano do que para as de Júpiter ou Saturno , devido ao menor grau de achatamento de Urano . Essa ressonância, que provavelmente foi encontrada cerca de 3,8 bilhões de anos atrás, teria aumentado a excentricidade orbital de Ariel , resultando em atrito de maré devido às forças de maré de Urano que variam no tempo. Isso teria causado um aquecimento do interior da lua em até 20 K.
Composição e estrutura interna
Ariel é a quarta maior das luas de Urano e pode ter a terceira maior massa . É também a 14ª maior lua do Sistema Solar . A densidade da lua é de 1,66 g/cm 3 , o que indica que ela consiste em partes aproximadamente iguais de água gelada e um componente denso não-gelo. Este último pode consistir em rocha e material carbonáceo , incluindo compostos orgânicos pesados conhecidos como tolinas . A presença de gelo de água é apoiada por observações espectroscópicas no infravermelho , que revelaram gelo de água cristalino na superfície da lua, que é porosa e, portanto, transmite pouco calor solar para as camadas abaixo. As bandas de absorção de gelo de água são mais fortes no hemisfério principal de Ariel do que no hemisfério posterior. A causa dessa assimetria não é conhecida, mas pode estar relacionada ao bombardeio por partículas carregadas da magnetosfera de Urano , que é mais forte no hemisfério posterior (devido à co-rotação do plasma). As partículas energéticas tendem a pulverizar gelo de água, decompor o metano preso no gelo como hidrato de clatrato e escurecer outros orgânicos, deixando um resíduo escuro e rico em carbono para trás.
Com exceção da água, o único outro composto identificado na superfície de Ariel por espectroscopia no infravermelho é o dióxido de carbono (CO 2 ), que se concentra principalmente em seu hemisfério posterior. Ariel mostra a evidência espectroscópica mais forte de CO 2 de qualquer satélite de Urano, e foi o primeiro satélite de Urano em que este composto foi descoberto. A origem do dióxido de carbono não é completamente clara. Pode ser produzido localmente a partir de carbonatos ou materiais orgânicos sob a influência das partículas carregadas energéticas provenientes da magnetosfera de Urano ou da radiação ultravioleta solar . Essa hipótese explicaria a assimetria em sua distribuição, já que o hemisfério posterior está sujeito a uma influência magnetosférica mais intensa do que o hemisfério principal. Outra possível fonte é a liberação de CO 2 primordial aprisionado pelo gelo de água no interior de Ariel. A fuga de CO 2 do interior pode estar relacionada com a atividade geológica passada nesta lua.
Dado seu tamanho, composição de rocha/gelo e a possível presença de sal ou amônia em solução para diminuir o ponto de congelamento da água, o interior de Ariel pode ser diferenciado em um núcleo rochoso cercado por um manto gelado . Se for esse o caso, o raio do núcleo (372 km) é cerca de 64% do raio da lua e sua massa é cerca de 56% da massa da lua – os parâmetros são ditados pela composição da lua. A pressão no centro de Ariel é de cerca de 0,3 GPa (3 kbar ). O estado atual do manto de gelo não é claro. A existência de um oceano subterrâneo é atualmente considerada possível, embora um estudo de 2006 sugira que o aquecimento radiogênico por si só não seria suficiente para permitir um.
Superfície
Albedo e cor
Ariel é a mais reflexiva das luas de Urano. Sua superfície mostra uma onda de oposição : a refletividade diminui de 53% em um ângulo de fase de 0° ( albedo geométrico ) para 35% em um ângulo de cerca de 1°. O albedo de Bond de Ariel é de cerca de 23% - o mais alto entre os satélites de Urano. A superfície de Ariel é geralmente de cor neutra. Pode haver uma assimetria entre os hemisférios anterior e posterior; o último parece ser mais vermelho do que o primeiro em 2%. A superfície de Ariel geralmente não demonstra qualquer correlação entre albedo e geologia por um lado e cor por outro lado. Por exemplo, os cânions têm a mesma cor do terreno cheio de crateras. No entanto, depósitos de impacto brilhantes em torno de algumas crateras frescas são ligeiramente mais azuis. Existem também algumas manchas levemente azuis, que não correspondem a nenhuma característica da superfície conhecida.
Recursos de superfície
A superfície observada de Ariel pode ser dividida em três tipos de terreno: terreno com crateras, terreno escarpado e planícies. As principais características da superfície são crateras de impacto , cânions , escarpas de falhas , cumes e calhas .
O terreno cheio de crateras, uma superfície ondulada coberta por numerosas crateras de impacto e centrada no pólo sul de Ariel, é a unidade geológica mais antiga e geograficamente mais extensa da lua . É cortada por uma rede de escarpas, cânions (graben) e cumes estreitos que ocorrem principalmente nas latitudes centro-sul de Ariel. Os cânions, conhecidos como chasmata , provavelmente representam o graben formado por falhas extensionais , que resultaram de tensões tensionais globais causadas pelo congelamento da água (ou amônia aquosa) no interior da lua (veja abaixo). Eles têm 15 a 50 km de largura e tendem principalmente na direção leste ou nordeste. Os pisos de muitos cânions são convexos; subindo de 1 a 2 km. Às vezes, os pisos são separados das paredes dos cânions por sulcos (calhas) com cerca de 1 km de largura. O graben mais largo tem sulcos que correm ao longo das cristas de seus pisos convexos, que são chamados de valles . O desfiladeiro mais longo é o Kachina Chasma , com mais de 620 km de comprimento (o recurso se estende até o hemisfério de Ariel que a Voyager 2 não viu iluminado).
O segundo tipo de terreno principal - terreno escarpado - compreende faixas de cordilheiras e vales com centenas de quilômetros de extensão. Ele delimita o terreno cheio de crateras e o corta em polígonos. Dentro de cada faixa, que pode ter até 25 a 70 km de largura, existem cristas e vales individuais de até 200 km de comprimento e entre 10 e 35 km de distância. As faixas de terreno escarpado muitas vezes formam continuações de cânions, sugerindo que podem ser uma forma modificada do graben ou o resultado de uma reação diferente da crosta às mesmas tensões extensionais, como falha frágil.
O terreno mais jovem observado em Ariel são as planícies: áreas lisas relativamente baixas que devem ter se formado durante um longo período de tempo, a julgar pelos níveis variados de crateras . As planícies são encontradas no chão dos cânions e em algumas depressões irregulares no meio do terreno das crateras. Neste último caso, eles são separados do terreno das crateras por limites nítidos, que em alguns casos têm um padrão lobado. A origem mais provável das planícies é através de processos vulcânicos; sua geometria de ventilação linear, assemelhando-se a vulcões de escudo terrestres , e margens topográficas distintas sugerem que o líquido em erupção era muito viscoso, possivelmente uma solução de água/amônia super-resfriada, com vulcanismo de gelo sólido também uma possibilidade. A espessura desses fluxos hipotéticos de criolava é estimada em 1–3 km. Os cânions devem, portanto, ter se formado em uma época em que o recapeamento endógeno ainda estava ocorrendo em Ariel. Algumas dessas áreas parecem ter menos de 100 milhões de anos, sugerindo que Ariel ainda pode ser geologicamente ativa, apesar de seu tamanho relativamente pequeno e da falta de aquecimento de maré atual.
Ariel parece ter crateras bastante uniformes em comparação com outras luas de Urano; a relativa escassez de grandes crateras sugere que sua superfície não data da formação do Sistema Solar, o que significa que Ariel deve ter ressurgido completamente em algum ponto de sua história. Acredita-se que a atividade geológica passada de Ariel tenha sido impulsionada pelo aquecimento das marés em um momento em que sua órbita era mais excêntrica do que atualmente. A maior cratera observada em Ariel, Yangoor , tem apenas 78 km de diâmetro e mostra sinais de deformação subsequente. Todas as grandes crateras em Ariel têm pisos planos e picos centrais, e poucas das crateras são cercadas por depósitos de material ejetado brilhantes. Muitas crateras são poligonais, indicando que sua aparência foi influenciada pela estrutura crustal preexistente. Nas planícies cheias de crateras existem algumas grandes manchas de luz (cerca de 100 km de diâmetro) que podem ser crateras de impacto degradadas. Se este for o caso, eles seriam semelhantes aos palimpsestos na lua de Júpiter , Ganimedes . Foi sugerido que uma depressão circular de 245 km de diâmetro localizada a 10°S 30°E é uma estrutura de impacto grande e altamente degradada.
Origem e evolução
Acredita-se que Ariel tenha se formado a partir de um disco de acreção ou subnebulosa; um disco de gás e poeira que existiu ao redor de Urano por algum tempo após sua formação ou foi criado pelo impacto gigante que provavelmente deu a Urano sua grande obliqüidade . A composição precisa da subnebulosa não é conhecida; no entanto, a maior densidade de luas de Urano em comparação com as luas de Saturno indica que pode ter sido relativamente pobre em água. Quantidades significativas de carbono e nitrogênio podem estar presentes na forma de monóxido de carbono (CO) e nitrogênio molecular (N 2 ), em vez de metano e amônia . As luas que se formaram em tal subnebulosa conteriam menos gelo de água (com CO e N 2 presos como clatrato) e mais rocha, explicando a maior densidade.
O processo de acreção provavelmente durou vários milhares de anos antes que a lua estivesse totalmente formada. Os modelos sugerem que os impactos que acompanham a acreção causaram o aquecimento da camada externa de Ariel, atingindo uma temperatura máxima de cerca de 195 K a uma profundidade de cerca de 31 km. Após o término da formação, a camada subsuperficial esfriou, enquanto o interior de Ariel aqueceu devido ao decaimento de elementos radioativos presentes em suas rochas. A camada de resfriamento próxima à superfície se contraiu, enquanto o interior se expandiu. Isso causou fortes tensões extensionais na crosta da lua, atingindo estimativas de 30 MPa , o que pode ter levado a rachaduras. Algumas escarpas e cânions atuais podem ser resultado desse processo, que durou cerca de 200 milhões de anos.
O aquecimento acrecional inicial , juntamente com o decaimento contínuo de elementos radioativos e o provável aquecimento das marés, pode ter levado ao derretimento do gelo se um anticongelante como a amônia (na forma de hidrato de amônia ) ou algum sal estivesse presente. O derretimento pode ter levado à separação do gelo das rochas e à formação de um núcleo rochoso cercado por um manto gelado. Uma camada de água líquida (oceano) rica em amônia dissolvida pode ter se formado no limite núcleo-manto. A temperatura eutética dessa mistura é de 176 K. O oceano, no entanto, provavelmente já congelou há muito tempo. O congelamento da água provavelmente levou à expansão do interior, que pode ter sido responsável pela formação dos cânions e obliteração da superfície antiga. Os líquidos do oceano podem ter sido capazes de irromper à superfície, inundando os pisos dos cânions no processo conhecido como criovulcanismo .
A modelagem térmica da lua de Saturno Dione , que é semelhante a Ariel em tamanho, densidade e temperatura da superfície, sugere que a convecção em estado sólido poderia ter durado no interior de Ariel por bilhões de anos, e que temperaturas superiores a 173 K (o ponto de fusão ponto de amônia aquosa) pode ter persistido perto de sua superfície por várias centenas de milhões de anos após a formação, e cerca de um bilhão de anos mais perto do núcleo.
Observação e exploração
A magnitude aparente de Ariel é 14,8; semelhante ao de Plutão perto do periélio . No entanto, enquanto Plutão pode ser visto através de um telescópio de 30 cm de abertura , Ariel, devido à sua proximidade com o brilho de Urano, muitas vezes não é visível para telescópios de 40 cm de abertura.
As únicas imagens de close-up de Ariel foram obtidas pela sonda Voyager 2 , que fotografou a lua durante seu sobrevoo de Urano em janeiro de 1986 . para todas as outras luas de Urano, exceto Miranda. As melhores imagens de Ariel têm uma resolução espacial de cerca de 2 km. Eles cobrem cerca de 40% da superfície, mas apenas 35% foram fotografados com a qualidade necessária para mapeamento geológico e contagem de crateras. No momento do sobrevoo, o hemisfério sul de Ariel (como os das outras luas) estava apontado para o Sol, de modo que o hemisfério norte (escuro) não podia ser estudado. Nenhuma outra espaçonave jamais visitou o sistema de Urano. A possibilidade de enviar a sonda Cassini para Urano foi avaliada durante a fase de planejamento da extensão da missão. Levaria cerca de vinte anos para chegar ao sistema de Urano depois de sair de Saturno, e esses planos foram descartados em favor de permanecer em Saturno e, eventualmente, destruir a espaçonave na atmosfera de Saturno.
Trânsitos
Em 26 de julho de 2006, o Telescópio Espacial Hubble capturou um raro trânsito feito por Ariel em Urano, que lançou uma sombra que podia ser vista no topo das nuvens de Urano. Tais eventos são raros e ocorrem apenas em torno dos equinócios , já que o plano orbital da lua em torno de Urano está inclinado 98° em relação ao plano orbital de Urano em torno do Sol. Outro trânsito, em 2008, foi registrado pelo Observatório Europeu do Sul .
Veja também
Notas
Referências
links externos
- Perfil de Ariel no site de Exploração do Sistema Solar da NASA
- AN, 33 (1852) 257/258
- Mapa base de Ariel derivado de imagens da Voyager
- página Ariel (incluindo mapas rotulados de Ariel) em Vistas do Sistema Solar
- Arquivo da NASA de imagens Ariel divulgadas publicamente
- Imagens 3D de Paul Schenk e vídeos de sobrevoo de Ariel e outros satélites do sistema solar externo
- Ariel nomenclatura do site USGS Planetary Nomenclature
- Ted Stryk: Revelando os lados noturnos das luas de Urano
