Аріель — один із найменших кулястих супутників у Сонячній системі (14-й за розміром із 19). Серед супутників Урана він четвертий за розміром (із п'яти великих супутників менша від нього лише Міранда) і має рекордне альбедо. Він складається приблизно наполовину з льоду і наполовину з кам'янистих порід і, цілком можливо, диференційований на кам'яне ядро і крижану мантію. Як і всі великі супутники Урана, Аріель, ймовірно, утворився з акреційного диска, що оточував планету деякий час після її формування. У Аріеля складний рельєф поверхні — сильно кратеровані ділянки перетинаються обривами, каньйонами і гірськими хребтами. На ньому є молодші, ніж на інших супутниках Урана, сліди геологічної активності. Джерелом енергії для неї, швидше за все, було припливне нагрівання.
Орбіта Аріеля, як і інших великих супутників Урана, лежить у площині екватора планети. Тому ці супутники піддаються екстремальним сезонним змінам освітленості.
Вільям Ласселл — британський астроном, що відкрив Аріель
Аріель був відкритий разом із Умбріелем 24 жовтня 1851 року Вільямом Ласселлом[4][5]. Вільям Гершель, який відкрив 1787 року два великих супутника Урана — Титанію та Оберон, — стверджував, що спостерігав ще 4 спутника[6], але, ймовірно, ці спостереження були помилковими[7][8].
Назву «Аріель» разом з назвами ще трьох супутників Урана, відомих на той час, було запропоновано Джоном Гершелем 1852 року на прохання Лассела[11]. Лассел підтримував схему Гершеля 1847 року для позначення семи відомих на той час супутників Сатурна та назвав відкритий ним 1848 року восьмий супутник Гіперіон згідно з цією схемою.
Серед п'яти великих супутників Урана Аріель другий за віддаленістю від планети.[a 1] Він рухається на відстані 190 000 км від планети. Ексцентриситет орбіти та її нахил до екватора Урана дуже малі[12]. Орбітальний період становить близько 2,5 земних днів і збігається з періодом обертання. Таким чином, Аріель завжди обернений до Урана одним боком[13]. Орбіта Аріеля цілком лежить всередині магнітосфери Урана[14]. Тому з його веденою півкулею постійно зіштовхуються частинки магнітосферної плазми, які рухаються по орбіті набагато швидше Аріеля (з періодом, що дорівнює періоду осьового обертання Урана). Мабуть, це й призводить до потемніння веденої півкулі[15]. Ця особливість спостерігається в усіх великих супутників Урана, крім Оберона[14].
Оскільки Уран обертається навколо Сонця «на боці», а орбіти його супутників лежать в екваторіальній площині планети, зміна пір року на них дуже своєрідна. Кожен полюс Аріеля 42 роки перебуває в темряві і 42 роки — неперервно освітлений, причому під час сонцестояння на полюсі Сонце майже досягає зеніту[14]. Проліт «Вояджера-2» 1986 року збігся з сонцестоянням у південній півкулі, і при цьому майже вся північна була в тіні. Раз на 42 роки — під час рівнодення на Урані — Земля перебуває поблизу його екваторіальної площини, і тоді з Землі можна спостерігати взаємні покриття його супутників. Декілька таких подій спостерігалося у 2007—2008 роках (зокрема, покриття Аріеля Умбріелем 19 серпня 2007 року)[16].
Наразі Аріель не перебуває в орбітальному резонансі з жодним іншим супутником Урана. У минулому, імовірно, був резонанс 5:3 із Мірандою, який міг бути причиною нагрівання останньої (хоча нагрівання надр Міранди через її резонанс 1:3 з Умбріелем було приблизно втричі більшим)[17]. Аріель, ймовірно, колись був у резонансі 4:1 з Титанією, з якого пізніше вийшов[18]. Супутникам Урана набагато простіше вийти з орбітального резонансу, ніж аналогічним за масою супутникам Сатурна чи Юпітера, через менше полярне стиснення Урана[18]. Резонанс, в якому, імовірно, перебував Аріель 3,8 млрд років тому, збільшив ексцентриситет орбіти. Результатом цього стало тертя в надрах Аріеля через регулярну зміну величини припливних сил, що могло призвести до нагрівання надр супутника на 20°[18].
Склад і внутрішня будова
Аріель — четвертий за величиною і, можливо, третій за масою супутник Урана.[a 2] Його густина становить 1,66 г/см3[19]; це вказує на те, що супутник складається приблизно з рівних частин водяного льоду і щільніших порід[20]. Останні можуть складатися з каменю та вуглецевого матеріалу, в тому числі з високомолекулярних органічних сполук, що називаються толінами[13]. З використанням інфрачервоної спектроскопії на поверхні виявлений водяний лід[14]. Його абсорбційні смуги сильніше виражені на ведучій півкулі (спрямованій у бік руху по орбіті)[14]. Причини такої асиметрії невідомі, але вважається, що вона викликана бомбардуванням поверхні зарядженими частинками з магнітосфери Урана, яке діє на задню півкулю[14]. Ці іони розпилюють лід, розкладаючи метан, який міститься в ньому (та утворює клатрат) і діють на інші органічні речовини, залишаючи темний залишок, багатий вуглецем[14].
Крім водяного льоду, з допомогою інфрачервоної спектроскопії на Аріелі був виявлений вуглекислий газ (CO2), який сконцентрований переважно на веденій півкулі. На цьому супутнику Урана він проглядається в ході таких спостережень краще (і був відкритий раніше), ніж на всіх інших[14]. Походження вуглекислого газу не зовсім зрозуміле. Він міг утворитися на поверхні з карбонатів чи органічних речовин під дією сонячного ультрафіолетового випромінювання чи іонів, що прибувають із магнітосфери Урана. Останнє може пояснити асиметрію в розподілі вуглекислого газу по поверхні супутника, тому що ці іони бомбардують саме ведену півкулю. Інше можливе джерело — дегазація водяного льоду в надрах Аріеля. В такому випадку вивільнення CO2 може бути наслідком колишньої геологічної активності супутника[14].
Враховуючи розмір Аріеля, співвідношення в ньому льоду і каменю та можлива наявність солі чи аміаку (які понижують температуру замерзання води), можна зробити висновок, що супутник може бути диференційований на кам'яне ядро і крижану мантію[20]. Якщо це так, то маса ядра становить приблизно 56 % маси Аріеля, а його радіус — 64 % от радіуса супутника (близько 372 км). Ці параметри розраховані виходячи зі складу Аріеля. Тиск у центрі супутника становить близько 0,3 ГПа(3 кбар)[20]. Поточний стан крижаної мантії незрозумілий, але існування підземного океану вважається малоймовірним[20].
Походження та еволюція
Як і всі головні супутники Урана, Аріель, ймовірно, сформувався з акреційного диска газу і пилу, який або існував навколо Урана протягом якогось часу після формування планети, або з'явився при величезному зіткненні, яке, скоріш за все, і дало Урану дуже великий нахил осі обертання[21]. Точний склад туманності невідомий, однак вища густина супутників Урана у порівнянні з супутниками Сатурна вказує на те, що вона, ймовірно, містила менше води[13]. Значні кількості вуглецю та азоту можуть перебувати у вигляді оксиду вуглецю (CO) і молекулярного азоту (N2), а не метану та аміаку[21]. Супутник, що сформувався з такої туманності, повинен містити меншу кількість водяного льоду (з клатратами CO і N2) та більшу кількість кам'янистих порід, що пояснювало б його високу густину[13].
Утворення Аріеля шляхом акреції, ймовірно, тривало протягом кількох тисяч років[21]. Зіткнення, що супроводжували акрецію, викликали нагрівання зовнішніх шарів супутника. Максимальна температура (близько 195 K) була досягнута на глибині близько 31 км[22]. Після завершення формування зовнішній шар охолонув, а внутрішній почав нагріватися через розпад радіоактивних елементів[13]. Поверхневий шар за рахунок охолодження стискався, у той час як внутрішній за рахунок нагрівання розширювався. Це викликало сильні напруження в корі Аріеля (за оцінками, до 30 МПа), що, ймовірно, і призвело до утворення численних розломів[23], в тому числі, можливо, частини видимих сьогодні[24]. Цей процес мав тривати близько 200 млн років[23].
Тепла від початкової акреції та розпаду радіоактивних елементів могло вистачити для плавлення льоду, якщо в ньому є які-небудь антифризи — аміак чи сіль[22]. Танення могло призвести до відділення льоду від каменю й формування кам'яного ядра, оточеного крижаною мантією[20]. На їхній межі міг з'явитися шар рідкої води, насиченої аміаком. Евтектична температура їхньої суміші — 176 К[20]. Але, скоріш за все, цей підземний океан давно замерз. Розширення, яке супроводжувало замерзання, могло призвести до розтріскування кори, появи каньйонів і згладжування давніших деталей рельєфу[24]. До свого замерзання вода, можливо, виривалася на поверхню (процес, відомий як кріовулканізм) і затоплювала дно каньйонів[22].
Моделювання термічної історії супутника Сатурна Діони, яка схожа на Аріель за розмірами, густиною і поверхневою температурою, припускає, що конвекція в надрах Аріеля (попри їх твердий стан), імовірно, тривала протягом мільярдів років. Температура вище 173 К (точки плавлення розчину аміаку) біля поверхні супутника зберігалася протягом кількох сотень мільйонів років після його утворення, а ближче до ядра — протягом мільярда років[24].
Дослідження та спостереження
Проходження Аріеля по диску Урана. Знімок телескопа «Габбл»
Зображення Аріеля зблизька отримав лише «Вояджер-2» 1986 року під час прольоту біля Урана та його супутників. Мінімальна відстань між зондом та Аріелем — 127 000 км — була досягнута 24 січня 1986 року[28]. Із супутників Урана «Вояджер-2» тісніше зближувався лише з Мірандою[29]. Найкращі знімки Аріеля мають роздільність близько 2 км[24]. Зображення вкривають лише 40 % поверхні, і лише 35 % відзняті достатньо добре для геологічного картування та підрахунку кратерів[24]. Дослідити вдалося лише південну півкулю супутника (північна в той час перебувала в тіні)[13]. Жоден інший космічний апарат не відвідував Аріель і взагалі систему Урана; не планується відвідування й у найближчому майбутньому[30].
26 липня 2006 року космічний телескоп «Габбл» зняв проходження Аріеля по диску Урана. При цьому було видно тінь від супутника на хмарах планети. Такі події рідкісні і можуть спостерігатися лише під час рівнодень на Урані, коли площина орбіти Аріеля перетинає внутрішню частину Сонячної системи, де розташована Земля[31]. Інше проходження (2008 року) було зареєстровано Європейською південною обсерваторією[32].
Поверхня
Аріель вкритий звивистими каньйонами та долинами. Його каньйони є широкими грабенами[33]. Є великі ділянки, де дуже мало ударних кратерів. Це вказує на геологічну активність супутника, принаймні у відносно недавньому минулому. Поверхня супутника в багатьох місцях вкрита відкладами дуже світлої речовини, мабуть, водяного інею. Висота стінок рифтових долин досягає 10 км. Деякі ділянки гладенькі, ніби вкриті рідким брудом, що може свідчити про потоки рідини в геологічно недавньому минулому. Це може бути і пластичний лід (подібно до льодовиків на Землі, які повільно «течуть»), але при настільки низьких температурах для досягнення пластичності водяний лід має бути змішаний з іншими речовинами, наприклад, аміаком і метаном. Не виключена наявність кріовулканізму[34].
Назви деталей рельєфу на вивченому боці Аріеля[35] (назви взяті з фольклору та міфів різних народів)
Назва
Тип
Максимальний розмір (км)
Широта (°)
Довгота (°)
Названо на честь
Каньйони Качіна
Система каньйонів
622
−33,7
246
Качина — духи в космології та релігії початково західних пуебло, пізніше — і ряду інших народів
Кольорове зображення Аріеля з високою роздільністю, зняте «Вояджером-2». Знизу праворуч видно каньйони з гладенькими рівнинами на дні
Аріель — найсвітліший супутник Урана. Його альбедо Бонда становить 23 %, а геометричне альбедо — 53 %[36]. Поверхня Аріеля демонструє сильний опозиційний ефект: при збільшенні фазового кута з 0° до 1° відбивальна здатність зменшується з 53 % до 35 %[36]. Колір поверхні цього супутника майже сірий[37] і не залежить ні від альбедо, ні від рельєфу. Наприклад, у каньйонів такий самий колір, як і у кратерованих ділянок. Однак яскраві викиди зі свіжих кратерів трохи синіші[37][38]. Крім того, на поверхні є декілька трохи синіших плям. В рельєфі вони, мабуть, ніяк не виражені[38]. Ведена півкуля в цілому червоніша, ніж ведуча приблизно на 2 %[38].
Деталі рельєфу
Грабени поблизу термінатора Аріеля. Вони залиті гладким матеріалом, ймовірно, винесеним із надр з допомогою кріовулканізму. По центрі найбільшого проходить звивиста борозна
На поверхні Аріеля є три основних типи ділянок: гладенькі, кратеровані та пересічені каньйонами[24]. Найбільш звичні деталі рельєфу — ударні кратери, каньйони, обриви зі зсувами, гірські хребти та западини[35].
Південний полюс Аріеля оточує сильно кратерована область, найбільша на цьому супутнику. Це найстаріша ділянка його поверхні[24]. Область покрита мережею обривів, каньйонів (грабенів) та вузьких гірських хребтів, переважно розташованих у середніх широтах[24]. Каньйони (лат.chasma, мн. chasmata)[39], ймовірно, є грабенами, які сформувалися при глобальному розтягові кори. Він був викликаний замерзанням води (ймовірно, з домішкою аміаку) в надрах супутника[13][24]. Каньйони переважно простягаються на схід або північний схід і досягають 15—50 км у ширину[24]. Дно багатьох каньйонів випукле і припідняте на 1—2 км[39]. Іноді дно відділене від стін каньйону розломами шириною близько 1 км[39]. По центрі найширших грабенів проходять канавки, названі долинами (лат.vallis, мн. valles)[13]. Найдовша система каньйонів Аріеля — каньйони Качіна: їхня протяжність становить понад 620 км (під час спостережень «Вояджера-2» вони виходили за термінатор, тому їхня повна довжина невідома)[35][40].
Інший основний тип ландшафту — місцевість, пересічена хребтами та западинами. Такі ділянки мають форму смуг, що обрамляють кратеровані області та ділять їх на багатокутні частини. Ширина цих смуг — 25—70 км. Хребти та розломи всередині кожної з них сягають довжини 200 км і розташовані один від одного на відстані 10—35 км. Смуги пересіченої місцевості часто продовжуються каньйонами і, ймовірно, можуть бути результатом іншої реакції кори на ту ж саму розривну напруженість[24].
Карта Аріеля у псевдокольорах. Нижче та лівіше від центру зображення видно кратер Янгур[en]
Наймолодші ділянки Аріеля — гладенькі відносно низовинні рівнини. Вони розташовуються на дні каньйонів, а також у декількох низовинах всередині кратерованих областей[13]. В останньому випадку вони також мають різкі краї, іноді лопатеподібної форми[24]. Судячи з різного ступеня кратерованості таких рівнин, вони утворилися в різний час[24]. Їх походження, швидше за все, вулканічне: кратери на них нагадують щитові вулкани на Землі, а різкі краї вказують на те, що вивержена рідина була дуже в'язкою. Можливо, це була переохолоджена вода чи аміачний розчина, а можливо, і твердий лід[39]. Товщина цього гіпотетичного потоку кріолави оцінюється в 1—3 км[39]. Тому каньйони, ймовірно, були сформовані ще в період ендогенної активності на Аріелі[24].
Аріель покритий кратерами рівномірніше, ніж інші супутники Урана, а великих кратерів на ньому відносно мало. Найбільший кратер Аріеля — Янгур[en] — має всього 78 км в діаметрі[35]. Це вказує на те, що його поверхня набула сучасного вигляду відносно недавно: у якийсь період його історії вона суттєво оновилася[24]. Вважається, що джерелом енергії для тектонічної активності Аріеля було припливне нагрівання у той час, коли його орбіта була сильніше витягнута[18]. Усі великі кратери на Аріелі мають плоске дно і центральний пік, і лише небагато кратерів оточені яскравими викидами. Багато кратерів є багатокутними — мабуть, на їхню форму вплинула структура кори, що існувала раніше. На кратерованих ділянках є декілька великих (порядку сотень кілометрів у діаметрі) світлих плям, які можуть бути зруйнованими ударними кратерами. Якщо це так, вони подібні до палімпсестів[en] на супутнику ЮпітераГанімеді[24]. Зокрема, вважається, що кругла 245-кілометрова западина, розташована на 10° пд. ш., 30° сх. д., — це сильно зруйнований великий кратер[41].
Примітки
↑П'ятьма найбільшими супутниками Урана є (у порядку віддаленості від Урана) Міранда, Аріель, Умбіель, Титанія та Оберон.
↑Lassell, W. (1851). On the interior satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15—17. Bibcode:1851MNRAS..12...15L. (англ.)
↑Herschel, William (1798). 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. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 88 (0): 47—79. Bibcode:1798RSPT...88...47H. doi:10.1098/rstl.1798.0005. (англ.)
↑Holden, E.S. (1874). On the inner satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 35: 16—22. Bibcode:1874MNRAS..35...16H. (англ.)
↑Lassell, W. (1874). Letter on Prof. Holden's Paper on the inner satellites of Uranus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 35: 22—27. Bibcode:1874MNRAS..35...22L. (англ.)
↑Kuiper, G. P. (1949). The Fifth Satellite of Uranus. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 61 (360): 129. Bibcode:1949PASP...61..129K. doi:10.1086/126146. (англ.)
↑Lassell, W. (1852). Beobachtungen der Uranus-Satelliten. Astronomische Nachrichten. 34: 325. Bibcode:1852AN.....34..325.
↑Tittemore, W. C.; Wisdom, J. (1990). 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. Icarus. 85 (2): 394—443. Bibcode:1990Icar...85..394T. doi:10.1016/0019-1035(90)90125-S. (англ.)
↑Jacobson, R. A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. and Synnott, S.P. (1992). The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and Earth based Uranian satellite data. The Astronomical Journal. 103 (6): 2068—78. Bibcode:1992AJ....103.2068J. doi:10.1086/116211. (англ.)
↑ абвMousis, O. (2004). Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition. Astronomy & Astrophysics. 413: 373—380. Bibcode:2004A&A...413..373M. doi:10.1051/0004-6361:20031515. (англ.)
↑ абвSquyres, S. W.; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felix (1988). Accretional heating of satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research. 93 (B8): 8, 779—94. Bibcode:1988JGR....93.8779S. doi:10.1029/JB093iB08p08779. (англ.)
↑ абHillier, J.; Squyres, Steven (1991). Thermal stress tectonics on the satellites of Saturn and Uranus. Journal of Geophysical Research. 96 (E1): 15, 665—74. Bibcode:1991JGR....9615665H. doi:10.1029/91JE01401. (англ.)
↑Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. The Elusive Moons of Uranus. Sky&Telescope. Архів оригіналу за 26 серпня 2011. Процитовано 4 січня 2011. (англ.)
↑Voyager Mission Description. The Planetary Rings Node — Planetary Data System (НАСА)(англ.). Інститут SETI. 19 лютого 1997. Архів оригіналу за 25 серпня 2011. Процитовано 19 квітня 2014. (англ.)
↑Missions to Uranus. NASA Solar System Exploration. 2010. Архів оригіналу за 26 серпня 2011. Процитовано 11 січня 2011. (англ.)
↑Uranus and Ariel. Hubblesite (News Release 72 of 674). 26 липня 2006. Архів оригіналу за 26 серпня 2011. Процитовано 14 грудня 2006. (англ.)
↑Uranus and satellites. European Southern Observatory. 2008. Архів оригіналу за 26 серпня 2011. Процитовано 27 листопада 2010. (англ.)
↑Smith, B. A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. et al. «Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results»// Science — № 233 (4759)— 1986. — Pp. 43-64. на сайті журналу Science [Архівовано 24 вересня 2015 у Wayback Machine.] (англ.)
↑Kargel, J. S. (1994). Cryovolcanism on the icy satellites. Earth, Moon, and Planets(англ.). 67 (1-3): 101—113. Архів оригіналу за 23 травня 2017. Процитовано 7 вересня 2016. (англ.)
↑ абвгInternational Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Ariel. Nomenclature Search Results(англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. Архів оригіналу за 15 березня 2013. Процитовано 10 березня 2013. (англ.)
↑ абBell III, J.F.; McCord, T.B. (1991). A search for spectral units on the Uranian satellites using color ratio images. Lunar and Planetary Science Conference, 21st, 12–16 Mar. 1990. Houston, TX, United States: Lunar and Planetary Sciences Institute. с. 473—489. Архів оригіналу(Conference Proceedings) за 3 травня 2019. Процитовано 9 вересня 2016. (англ.)
↑ абвгдSchenk, P. M. (1991). Fluid Volcanism on Miranda and Ariel: Flow Morphology and Composition. Journal of Geophysical Research. 96: 1887. Bibcode:1991JGR....96.1887S. doi:10.1029/90JB01604. (сторінки 1893—1896) (англ.)
↑Stryk T. (13 травня 2008). Revealing the night sides of Uranus' moons. The Planetary Society Blog. The Planetary Society. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 28 червня 2011. (англ.)