Ariel (satélite)

Ariel  es la cuarta luna más grande de Urano . Inaugurado el 24 de octubre de 1851 por William Lassell y llamado así por la sílfide principal del poema de Alexander Pope "La violación de la cerradura" y el espíritu que sirvió a Próspero en " La tempestad " de William Shakespeare [4] [5] . Casi todos los datos disponibles (para 2022) sobre Ariel se obtuvieron durante el sobrevuelo de la nave espacial Voyager 2 en 1986. Solo se ha fotografiado el 35% de su superficie. Ninguna otra nave espacial se le ha acercado.

Ariel es uno de los satélites esféricos más pequeños del sistema solar (14º de 19 en tamaño). Entre los satélites de Urano, es el cuarto más grande (de los cinco satélites grandes, solo Miranda es más pequeño que él ) y tiene un albedo récord . Se compone de aproximadamente la mitad de hielo y la mitad de piedra, y muy posiblemente se diferencia en un núcleo de piedra y un manto de hielo. Como todos los grandes satélites de Urano, Ariel probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta por primera vez después de su formación. Ariel tiene una topografía de superficie compleja : las áreas llenas de cráteres están atravesadas por acantilados, cañones y cadenas montañosas. Tiene rastros más jóvenes de actividad geológica que otras lunas de Urano. La fuente de energía para ello, muy probablemente, fue el calentamiento de las mareas.

La órbita de Ariel, como otros grandes satélites de Urano, se encuentra en el plano del ecuador del planeta. Por lo tanto, estos satélites están sujetos a cambios estacionales extremos en la iluminación.

Descubrimiento y denominación

Ariel fue descubierto junto con Umbriel el 24 de octubre de 1851 por William Lassell [6] [7] . William Herschel , quien descubrió en 1787 dos grandes satélites de Urano, Titania y Oberon , afirmó haber observado 4 satélites más [8] , pero, aparentemente, estas observaciones fueron erróneas [9] [10] .

El nombre de este satélite (así como el de los otros tres satélites de Urano entonces conocidos) fue propuesto en 1852 por John Herschel a pedido de Lassell [11] . Ariel lleva el nombre de la sílfide principal del poema de Alexander Pope The Rape of the Lock [12] . También era el nombre del espíritu que servía a Próspero en La Tempestad de Shakespeare [ 13 ] . Ariel también se conoce como Urano I [7] .

Órbita

Entre las cinco grandes lunas de Urano, Ariel ocupa el segundo lugar en orden de lejanía [a 6] . Se encuentra a una distancia de 190.000 kilómetros del planeta. La excentricidad de la órbita y su inclinación al ecuador de Urano son muy pequeñas [1] . El período orbital es de aproximadamente 2,5 días terrestres y coincide con el período de rotación . Así, Ariel siempre se vuelve hacia Urano por el mismo lado [14] . La órbita de Ariel se encuentra completamente dentro de la magnetosfera de Urano [15] . Por lo tanto, las partículas de plasma magnetosférico chocan constantemente con su hemisferio posterior , que orbita mucho más rápido que Ariel (con un período igual al período de rotación axial de Urano). Aparentemente, esto conduce al oscurecimiento del hemisferio impulsado [16] . Esta característica se observa en todos los grandes satélites de Urano, a excepción de Oberón [15] .

Dado que Urano gira alrededor del Sol "de costado", y las órbitas de sus satélites están en el plano ecuatorial del planeta, el cambio de estaciones en ellos es muy peculiar. Cada polo de Ariel está en completa oscuridad durante 42 años e iluminado continuamente durante 42 años, y durante el solsticio de verano el Sol en el polo alcanza casi su cenit [15] . El sobrevuelo de la Voyager 2 en 1986 coincidió con el solsticio de verano en el hemisferio sur, con casi todo el hemisferio norte en la sombra. Una vez cada 42 años - durante el equinoccio de Urano - la Tierra pasa aproximadamente por su plano ecuatorial, y entonces se pueden observar las ocultaciones mutuas de sus satélites. Varios de estos eventos se observaron en 2007-2008 (incluida la ocultación de Ariel por Umbriel el 19 de agosto de 2007) [17] .

Ariel actualmente no tiene resonancia orbital con ninguna luna de Urano. En el pasado, probablemente hubo una resonancia 5:3 con Miranda, lo que podría ser la razón del calentamiento de este último (aunque el calentamiento máximo del interior de Miranda debido a su resonancia 1:3 con Umbriel fue unas tres veces mayor) [ 18] . Ariel probablemente alguna vez estuvo encerrado en una resonancia 4: 1 con Titania, de la que luego se fue [19] . Es mucho más fácil para los satélites de Urano salir de la resonancia orbital que los satélites de Saturno o Júpiter de masa similar , debido a su menor achatamiento [19] . La resonancia en la que probablemente se encontraba Ariel hace 3.800 millones de años aumentó la excentricidad orbital . El resultado de esto fue la fricción en las entrañas de Ariel debido a un cambio regular en la magnitud de las fuerzas de marea , lo que podría provocar un calentamiento de las entrañas del satélite de 20° [19] .

Composición y estructura interna

Ariel es la cuarta luna más grande y posiblemente la tercera más grande de Urano [a 7] . Su densidad es de 1,66 g/cm 3 [3] , lo que indica que el satélite consta de partes aproximadamente iguales de hielo de agua y rocas más densas [20] . Estos últimos pueden consistir en piedra y material carbonoso, incluidos compuestos orgánicos de alto peso molecular llamados tolinas [14] . Con la ayuda de la espectroscopia infrarroja , se encontró hielo de agua en la superficie [15] . Sus bandas de absorción son más pronunciadas en el hemisferio delantero (dirigido hacia el movimiento a lo largo de la órbita) [15] . Se desconocen las razones de esta asimetría, pero se supone que es causada por el bombardeo de la superficie por partículas cargadas de la magnetosfera de Urano, que actúa sobre el hemisferio posterior [15] . Estos iones pulverizan el hielo, descomponen el metano que contiene (formando clatrato ) y atacan otras materias orgánicas, dejando un residuo oscuro rico en carbono [15] .

Además del hielo de agua, se detectó dióxido de carbono (CO 2 ) mediante espectroscopia infrarroja en Ariel , que se concentra principalmente en el hemisferio posterior. En este satélite de Urano, se ve mejor en el curso de tales observaciones (y fue descubierto antes) que en todos los demás [15] . El origen del dióxido de carbono no está del todo claro. Pudo haberse formado en la superficie a partir de carbonatos o materia orgánica bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar o de iones provenientes de la magnetosfera de Urano. Esto último puede explicar la asimetría en la distribución del dióxido de carbono sobre la superficie del satélite, porque estos iones bombardean el hemisferio posterior. Otra posible fuente es la desgasificación del hielo de agua en el interior de Ariel. En tal caso, la liberación de CO 2 puede deberse a la actividad geológica pasada del satélite [15] .

Considerando el tamaño de Ariel, la proporción de hielo y piedra en él, y la posible presencia de sal o amoníaco (que bajan el punto de congelación del agua), podemos concluir que el satélite se puede diferenciar en un núcleo de piedra y un manto helado. [20] . Si es así, entonces la masa del núcleo es aproximadamente el 56 % de la masa de Ariel, y su radio es el 64 % del radio del satélite (alrededor de 372 km). Estos parámetros se calculan en base a la composición de Ariel. La presión en el centro del satélite es de unos 0,3 GPa (3 kbar ) [20] . El estado actual del manto helado no está claro, pero la existencia de un océano subterráneo se considera improbable [20] .

Origen y evolución

Como todas las lunas principales de Urano, Ariel probablemente se formó a partir de un disco de acreción de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de que se formó el planeta, o provino de un gran impacto que muy probablemente le dio a Urano su gran inclinación del eje [21 ] . Se desconoce la composición exacta de la nebulosa, pero la mayor densidad de las lunas de Urano en comparación con las de Saturno indica que probablemente contenía menos agua [14] . Cantidades significativas de carbono y nitrógeno pueden estar en forma de monóxido de carbono (CO) y nitrógeno molecular (N 2 ) en lugar de metano y amoníaco [21] . Un satélite formado a partir de una nebulosa de este tipo debería contener menos agua helada (con clatratos de CO y N 2 ) y más roca, lo que explicaría su alta densidad [14] .

La formación de Ariel por acreción probablemente duró varios miles de años [21] . Las colisiones que acompañaron a la acumulación hicieron que las capas exteriores del satélite se calentaran. La temperatura máxima (unos 195 K ) se alcanzó a una profundidad de unos 31 km [22] . Después de la finalización de la formación, la capa exterior se enfrió y la interior comenzó a calentarse debido a la descomposición de los elementos radiactivos [14] . La capa superficial se contrajo debido al enfriamiento, mientras que la capa interna de calentamiento se expandió. Esto provocó fuertes tensiones en la corteza de Ariel (estimadas en hasta 30 MPa ), lo que probablemente condujo a la formación de numerosas fallas [23] , incluidas, posiblemente, partes de las que ahora son visibles [24] . Este proceso debería haber durado unos 200 millones de años [23] .

El calor de la acumulación inicial y la posterior descomposición de los elementos radiactivos podría ser suficiente para derretir el hielo si contiene anticongelantes  : amoníaco o sal [22] . El derretimiento podría haber provocado la separación del hielo de la roca y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto de hielo [20] . En su límite podría aparecer una capa de agua líquida saturada de amoníaco. La temperatura eutéctica de su mezcla es de 176 K [20] . Pero, lo más probable, este océano subterráneo se congeló hace mucho tiempo. La expansión que acompañó a la congelación puede haber resultado en el agrietamiento de la corteza, la aparición de cañones y el suavizado de formas terrestres más antiguas [24] . Antes de congelarse, el agua pudo haber subido a la superficie (un proceso conocido como criovulcanismo ) e inundado el fondo de los cañones [22] .

El modelado de la historia térmica de la luna Dione de Saturno , que es similar a Ariel en tamaño, densidad y temperatura superficial, sugiere que la convección en el interior de Ariel, a pesar de su estado sólido, probablemente ha continuado durante miles de millones de años. La temperatura por encima de 173 K (el punto de fusión de la solución de amoníaco ) cerca de la superficie del satélite persistió durante varios cientos de millones de años después de su formación, y más cerca del núcleo, durante mil millones de años [24] .

Investigación y observación

La magnitud aparente de Ariel es de 14,4 m [25]  , la misma que la de Plutón en el perihelio . Sin embargo, Plutón se puede ver con un telescopio con una apertura de 30 cm [26] , y Ariel, debido a su proximidad a Urano, a menudo no es visible incluso con una apertura de 40 cm [27] .

Las únicas imágenes en primer plano de Ariel hasta la fecha fueron obtenidas por la Voyager 2 en 1986 durante un sobrevuelo de Urano y sus lunas. La distancia mínima entre la sonda y Ariel - 127.000 km - fue el 24 de enero de 1986 [28] . De los satélites de Urano, la Voyager 2 solo se acercó a Miranda [29] . Las mejores imágenes de Ariel tienen una resolución de unos 2 kilómetros [24] . Las imágenes cubren solo el 40% de la superficie, y solo el 35% se capturan lo suficientemente bien para el mapeo geológico y el conteo de cráteres [24] . Fue posible explorar solo el hemisferio sur del satélite (el hemisferio norte estaba en la oscuridad en ese momento) [14] . Ninguna otra nave espacial ha visitado Ariel o el sistema de Urano en general. Actualmente no hay planes activos para volver a un estudio más detallado de Ariel, aunque se han propuesto varios conceptos, como el orbitador y la sonda de Urano [30] [31] .

El 26 de julio de 2006, el Telescopio Espacial Hubble fotografió el paso de Ariel por el disco de Urano. Al mismo tiempo, la sombra del satélite se hizo visible en las nubes del planeta. Tales eventos son raros y solo pueden ocurrir durante los equinoccios en Urano, cuando el plano de la órbita de Ariel cruza la parte interna del sistema solar, donde se encuentra la Tierra [32] . Otro pasaje (en 2008) fue registrado por el Observatorio Europeo Austral [33] .

Superficie

Ariel está salpicado de sinuosos cañones y valles. Sus cañones son amplios grabens [34] . Hay vastas áreas donde hay muy pocos cráteres de impacto. Esto indica la actividad geológica del satélite, al menos en un pasado relativamente reciente. La superficie del satélite está cubierta en muchos lugares con depósitos de material muy ligero, aparentemente escarcha de agua. La altura de las paredes de los valles del rift alcanza los 10 km. Algunas áreas son suaves, como si estuvieran cubiertas de lodo líquido, lo que puede indicar flujos de fluidos en el pasado geológico reciente. También pueden ser hielo plástico (como los glaciares que se mueven lentamente en la Tierra), pero a temperaturas tan bajas, el hielo de agua debe mezclarse con otras sustancias, como amoníaco y metano, para lograr la plasticidad. No se excluye la presencia de criovulcanismo [35] .

Albedo y color

Ariel es la luna más brillante de Urano. Su albedo de Bond es del 23% y su albedo geométrico  es del 53% [37] . La superficie de Ariel presenta un fuerte efecto de oposición : a medida que el ángulo de fase aumenta de 0° a 1°, la reflectividad disminuye del 53 % al 35 % [37] . El color de la superficie de este satélite es casi gris [38] y no depende ni del albedo ni del relieve. Por ejemplo, los cañones tienen el mismo color que las áreas con cráteres. Sin embargo, la eyección brillante de los cráteres recientes es un poco más azul [38] [39] . Además, hay algunas manchas en la superficie ligeramente más azules de lo habitual. En el relieve, aparentemente, no se expresan de ninguna manera [39] . El hemisferio impulsado es generalmente más rojo que el anterior en aproximadamente un 2% [39] .

Detalles del relieve

Hay tres tipos principales de áreas en la superficie de Ariel: suave, llena de cráteres y atravesada por cañones [24] . Las características más comunes del relieve son cráteres de impacto , cañones , acantilados, cadenas montañosas y depresiones [36] .

El polo sur de Ariel está rodeado por una región llena de cráteres, la más grande de este satélite. Esta es la parte más antigua de su superficie [24] . El área está salpicada de una red de acantilados, cañones (grabens) y cadenas montañosas estrechas, ubicadas principalmente en las latitudes medias [24] . Los cañones ( lat.  chasma , pl. chasmata ) [40] son ​​probablemente fosas formadas durante la extensión global de la corteza. Fue causado por la congelación del agua (posiblemente con una mezcla de amoníaco) en las entrañas del satélite [14] [24] . Los cañones se dirigen principalmente hacia el este o el noreste y alcanzan un ancho de 15 a 50 km [24] . El fondo de muchos cañones es convexo y se eleva a 1-2 km [40] . A veces, el fondo está separado de las paredes del cañón por fallas de aproximadamente 1 km de ancho [40] . En el centro de los grabens más anchos hay surcos llamados valles ( lat.  vallis , pl. valles ) [14] . El sistema de cañones más largo de Ariel son los cañones Kachin: su longitud es de más de 620 km (durante las observaciones de la Voyager 2, fueron más allá del terminador , por lo que se desconoce su longitud total) [36] [41] .

El otro tipo principal de terreno es el terreno atravesado por crestas y depresiones. Tales áreas tienen la forma de bandas que enmarcan las áreas con cráteres y las dividen en partes poligonales. El ancho de estas bandas es de 25 a 70 km. Las crestas y fallas dentro de cada una de ellas alcanzan una longitud de 200 km y están separadas entre sí por distancias de 10 a 35 km. Las bandas de terreno escarpado a menudo continúan hacia los cañones y probablemente sean el resultado de una respuesta diferente de la corteza al mismo esfuerzo de tracción [24] .

Las partes más jóvenes de Ariel son llanuras suaves y relativamente bajas. Están ubicados en el fondo de los cañones, así como en varias tierras bajas dentro de áreas con cráteres [14] . En este último caso, también tienen bordes afilados, a veces lobulados [24] . A juzgar por el diferente grado de formación de cráteres de tales llanuras, se formaron en diferentes momentos [24] . Lo más probable es que su origen sea volcánico: los cráteres en ellos se asemejan a los volcanes en escudo de la Tierra, y los bordes afilados indican que el líquido en erupción era muy viscoso. Tal vez fue agua sobreenfriada o una solución de amoníaco, y posiblemente hielo sólido [40] . El espesor de este hipotético flujo de criolava se estima en 1-3 kilómetros [40] . Por lo tanto, los cañones probablemente se formaron durante el período de actividad endógena en Ariel [24] .

Ariel está cubierto de cráteres de manera más uniforme que otros satélites de Urano, y hay relativamente pocos cráteres grandes en él. Esto indica que su superficie adquirió un aspecto moderno hace relativamente poco tiempo: en algún período de su historia, se actualizó significativamente [24] . Se cree que la fuente de energía para la actividad geológica de Ariel fue el calentamiento de las mareas en aquellos tiempos en que su órbita era más alargada [19] . El cráter más grande de Ariel, Yangoor, tiene solo 78 km de diámetro [36] y muestra signos de deformación posterior. Todos los cráteres grandes de Ariel tienen un fondo plano y un pico central, y solo unos pocos cráteres están rodeados de material eyectado brillante. Muchos cráteres son poligonales, aparentemente influenciados por una estructura cortical preexistente. En las áreas con cráteres, hay varios puntos brillantes grandes (del orden de cientos de kilómetros de diámetro), que pueden ser cráteres de impacto destruidos. Si es así, son como los palimpsestos de Ganímedes , la luna de Júpiter [24] . En particular, se supone que una depresión circular de 245 kilómetros ubicada a 10°S. sh. 30° pulg. etc. , es un gran cráter muy destruido [42] .

Notas

1. ↑ Calculado en base a otros parámetros.
2. ↑ El área del satélite se calcula a partir de r de esta forma: .
3. ↑ El volumen v se calcula a partir del radio r de la siguiente manera: .
4. ↑ La gravedad superficial se calcula utilizando la masa m , la constante gravitacional G y el radio r de la siguiente manera: .
5. ↑ La segunda velocidad espacial se calcula usando la masa m , la constante gravitacional G y el radio r de la siguiente manera: .
6. ↑ Las cinco lunas más grandes de Urano son (en orden de distancia de Urano) Miranda , Ariel, Umbriel , Titania y Oberón.
7. ↑ Debido al error de medición , aún no está claro quién es el tercer satélite más grande, Ariel o Umbriel .

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Urano
lunas de urano	ariel Belinda bianca Desdémona julieta monstruo Cordelia Crésida Cupido mab Margarita miranda Oberón ofelia Paquete perdita Una porción próspero rosalinda Setebos sicorax stefano titania Trínculo umbriel Fernando francisco
Características	Anillos de Urano
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sistema solar
Estrella central y planetas	Sol Mercurio Venus Tierra Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno
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Satélites grandes	Ganímedes Titanio Calisto y sobre Luna Europa Tritón titania ñandú Oberón japeto Caronte ariel umbriel dione Tetis Encelado miranda Proteo mimas Nereida
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Primeros asteroides descubiertos	(1) Ceres (2) Palas (3) junio (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Írida (8) flores (9) Métis (10) higiene (11) Partenopo
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