Ariel (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Ariel
Ariel (moon).jpg
Descubrimento
Descuberta por William Lassell
Descuberta o 24 de outubro de 1851
Designacións
Designación alternativa Urano I
Características orbitais
Eixo semi-maior 191.020 km
Radio orbital medio 190.900 km
Excentricidade 0,0012
Período orbital 2,520 d
Velocidade orbital media 7,623 km/s
Inclinación 0,260° (respecto do ecuador de Urano)
é satélite de Urano
Características físicas
Dimensións 1162,2 × 1155,8 × 1155,4 km
Radio medio 578,9 ± 0,6 km}} (0,0908 radios terrestres)[1]
Área superficial 4.211.300 km²
Volume 812.600.000 km³
Masa 1,353 ± 0,120 x 1021 kg (2,26 x 10−4 masas da Terra)[2]
Densidade media 1,66 ± 0,15 g/cm³}}[2]
Gravidade superficial 0,27 m/s2
Velocidade de escape 0,558 km/s
Período de rotación sincrónica
Albedo 0,36
Temperatura superficial ~58 K
Magnitude 14,16 [3]

Ariel é unha lúa de Urano, o cuarto en tamaño, con máis de 1000 km de diámetro. Foi descuberta o 24 Outubro do 1851 por William Lassell. Foi descuberta ó mesmo tempo que Umbriel.

Descubrimento, nome e a súa etimoloxía[editar | editar a fonte]

Foi descuberta o 24 de outubro do 1851 por William Lassell ó mesmo tempo que Umbriel, outro satélite de Urano de tamaño semellante.[4] Antes destes descubrimentos, só eran coñecidos dous satélites de Urano:Titania e Oberón.

Ariel era unha sílfide dun poema de Alexander Pope chamado The Rape of the Lock. Tamén é o nome dunha personaxe da obra A Tempestade de Shakespeare.

O nome de "Ariel", e o dos outros catro satélites de Urano descubertos no século XIX, suxeriunos John Herschel no 1852 a petición de Lassell. Lassell aprobara a nomenclatura de Herschel no 1847 para os sete satélites dos que se tiña constancia de Saturno e chamou Hiperión ó oitavo satélite de acordo coa nomenclatura de Herschel de 1848.

Tamén é coñecido coma Urano I.

Características Orbitais[editar | editar a fonte]

Órbita[editar | editar a fonte]

A órbita de Ariel é case circular (excentricidade = 0,0012) e cunha inclinación moi baixa respecto ó ecuador de Urano (0,260°). O radio da súa órbita é duns 190.000km, polo que é o satélite máis próximo a Urano dos catro grandes satélites. Concretamente atopase a uns 165.000 kms da súa superficie.

Rotación[editar | editar a fonte]

Ariel ten unha rotación síncrona, é dicir, tarda o mesmo en xirar sobre si mesmo que ó redor de Urano, empregando en ambos movementos 2,52 días terrestres. Debido a este tipo de rotación, Ariel sempre amosa a mesma cara a Urano, de igual xeito que o fai a Lúa coa Terra. Polo tanto existe un hemisferio de Ariel dende o que de pode ver sempre Urano e outro dende o que non se pode ver.

Características físicas[editar | editar a fonte]

Ariel é un obxecto quasi-esférico de 1.158 km de diámetro medio, só un pouco máis pequeno que Umbriel. Pero mentres Umbriel é o máis escuro dos grandes satélites de Urano, Ariel é o máis brillante, cun albedo ó redor do 40%.

Debido á actual marxe de erro, non se sabe con certeza se Ariel é máis masivo cá súa lúa irmá Umbriel.[5] A composición de Ariel é de ó redor do 70% de xeos (xeos de auga, dióxido de carbono, e posiblemente metano) e un 30% de silicatos , e parece ser que a lúa ten rexións de xeo fresco, particularmente nas zonas de irradiación de material expelido por cráteres recentes.

Superficie[editar | editar a fonte]

A superficie de Ariel é unha das máis recentes e menos craterizada do sistema de Urano. Posúe cráteres de entre 5 e 10 kms de diámetro pero carece de grandes cráteres.

A súa superficie, ó igual cá de Oberón e Titania, tivo que sufri-lo impacto de corpos remanentes da formación do Sistema Solar. Pero a historia xeolóxica de Ariel debe ser máis semellante á de Titania pois sufriu de xeito significativo o bombardeo cos restos da formación do sistema de satélites de Urano, que foi posterior e que no caso de Ariel, foron borrados case tódolos grandes cráteres. A diferencia con Titania reside en que a actividade xeolóxica en Ariel foi moito máis intensa e prolongada.

A superficie de Ariel presenta probas de tectónica global con estreitos vales limitados por fallas de estiramento e canons. As fallas están moito máis desenvoltas que no caso de Titania e nalgúns lugares os vales das fallas acadan decenas de kmd. de profundidade.

Segundo o modelo aceptado para a evolución de Ariel, durante o bombardeo heliocéntrico, comezou xa o vulcanismo a cubri-los grandes cráteres, pola acción da lava ou porque a cortiza estaba quente e branda, facendo que se derrubasen as paredes dos cráteres. A irradiación do calor interior arrefriou ó satélite dende fora cara ó interior do satélite. A auga conxelouse no seu interior, aumentou o seu tamaño e a superficie enteira do satélite tivo que dilatarse, causando na superficie unha rede de fallas de expansión.

Só se atoparon un terzo de cráteres con orixe no bombardeo planetocéntrico polo que é un sinal de que foron borrados e a súa superficie reconstruída por un proceso volcánico.

Tamén hai indicios máis evidentes que en Titania de expulsión de material dende o interior do satélite. Nalgúns sitios, paralela á falla, observase material que fluíu do interior do satélite semellante á lava que flúe nas dorsais oceánicas da Terra. A diferencia é que o material que fluíu do interior de Ariel non era lava se non unha mestura quente de xeo e rocha bastante viscoso e que se desprazou de xeito semellante a un glaciar terrestre sepultando os accidentes máis antigos e formando os seus bordes unha abrupta escarpa dun km. de altura.

Actividade xeolóxica[editar | editar a fonte]

O accidente xeolóxico máis vello e extenso observado en Ariel pola Voyager 2 foi unha vasta extensión plana inzada de cráteres situada preto do polo sur de Ariel. As análises destes cráteres da rexión do polo sur de Ariel suxiren que son mitos máis recentes cá meirande parte dos vistos en Titania, Oberón, e Umbriel.[6] O cráter máis grande observado ata o momento en Ariel é o Yangoor, duns 78 kms de diámetro,[7] e amosa signos de deformación dende a súa formación. A Voyager 2 tamén observou unha rede de fallas, canons, e glaciares de xeo ó longo das latitudes sur de Ariel, fragmentando as planicies de cráteres. Os canóns probablemente representan fosas tectónicas formadas por este sistema de fallas de expansión. O material fluído e os regueiros dos mesmos, fluíron a miúdo pola rede de vales de Ariel, suxerindo así que parte deste canóns foron cubertos por un manto de xeo morno procedente do interior de Ariel.[6]

Pensase que a pasada actividade xeolóxica de Ariel foi debida o quencemento gravitacional cando a súa orbita era moito máis excéntrica do que é actualmente. Nos primeiros pasos da súa historia, Ariel aparentemente foi capturada unha resonancia orbital con Titania, da cal posteriormente escaparía.[8] A resonancia tería incrementado a súa excentricidade orbital; dando coma resultado unha fricción gravitatoria debido a diferencia de tempos entre esta resonancia e as forzas gravitatorias de Urano, causando así o quencemento do interior da lúa. No sistema de Urano, debido o menor grao de achatamento e o tamaño relativamente grande dos seus satélites, a estes elle moito máis doado escapar dunha resonancia en comparación coas lúas de Xúpiter ou Saturno.

Ariel semellase bastante á lúa de Saturno, Dione. Son moi semellantes en tamaño, densidade e masa, só que Ariel ten unhas cifras para estas propiedades un pouco máis elevadas cá Dione. Ambas tiveron no pasado actividade xeolóxica.

3 tipos de accidentes de xeográficos de Ariel que recibiron nomes oficiais[9]:

Para ver un listado completo dos accidentes xeolóxicos de Ariel e o resto de lúas de Urano, diríxase a: Lista dos accidentes xeolóxicos da lúas de Urano.

Tránsitos e Observación[editar | editar a fonte]

Ariel transitando Urano, incluíndo a súa sombra.
  • O 26 de xullo do 2006, o Telescopio Espacial Hubble capturou un tránsito de Ariel atravesando a faciana de Urano, durante o cal a sombra do satélite puido ser vista sobre as nubes de Urano. Estes eventos acontecen moi poucas veces e só poden suceder nos equinoccios , xa que o plano orbital da lúa está inclinado 98° ó redor Urano respecto do plano orbital de Urano ó redor do Sol.[10] Esto non quere dicir que Ariel teña unha inclinación de 98°, de feito é de tan só 0.260°, pero a inclinación de Urano respecto do plano do Sistema Solar é dun marcadisimo 97,77°, os case 98° de inclinación os que nos referiamos, ó que hai que suma-la inclinación da lúa; así pois é culpa de Urano -que tarda 84 anos en dar unha volta ó Sol-, que apunta co seu polo norte ó Sol durante 42 anos e durante os seguintes 42 anos restantes apunta ó Sol co polo sur, polo cal só acontecen eclipses na proximidades dos equinoccios.
  • Durante o equinoccio de Urano de decembro do 2007, Ariel produciu eclipses cruzando polo centro de Urano.[11]

A Voyager 2 foi a única sonda que visitou Urano, o seu sistema de aneis e satélites, facendo un sobrevoo en xaneiro de 1986. A máxima aproximación a Ariel foi duns 127.000 kms o 24 de xaneiro[12] (77% da distancia de Ariel á superficie de Urano). Tomou as primeiras imaxes de preto de Ariel, aínda que só se fotografou o hemisferio sur porque era o único sobre o que incidía a luz solar.

Citas e referencias[editar | editar a fonte]

  1. Thomas,P.C. (1988). "Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates". Icarus 73: 427–441. DOI:10.1016/0019-1035(88)90054-1. http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...73..427T.
  2. 2,0 2,1 Jacobson, R.A.; Campbell, J.K.; Taylor, A.H. e 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. DOI:10.1086/116211. http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J.
  3. "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. http://www.oarval.org/ClasSaten.htm. Consultado o 28-09-2007.
  4. William Lassell, Astronomical Journal vol. 2, p. 70 (1851)
  5. JPL (Solar System Dynamics) (24-10-2008). "Planetary Satellite Physical Parameters". http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. Consultado o 28-12-2008.
  6. 6,0 6,1 Smith, B. A., et al. (1982). "Voyager 2 in the Uranian system - Imaging science results". Science 233: 43-64.
  7. USGS Astrogeology. "Uranus System Nomenclature Table Of Contents". Gazetteer of Planetary Nomenclature. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/SystemSearch2.jsp?System=Uranus. Consultado o 13-11-2009.
  8. W. C. Tittemore (1990). "Tidal Heating of Ariel". Icarus 87: 110–139. DOI:10.1016/0019-1035(90)90024-4. http://adsabs.harvard.edu/abs/1990Icar...87..110T.
  9. USGS: Ariel Nomenclature
  10. Hubblesite (News Release 72 of 674) (26-07-2006). "Uranus and Ariel". http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/42/image/a. Consultado o 12-14-2006.
  11. JPL Solar System Simulator (10-12-2007 - 01:48 UT). "Eclipse of the Sun by Ariel from the center of Uranus during equinox". http://space.jpl.nasa.gov/cgi-bin/wspace?tbody=701&vbody=799&month=12&day=10&year=2007&hour=01&minute=48&fovmul=1&rfov=5&bfov=30&porbs=1&brite=1. Consultado o 07-06-2008.
  12. Voyager Mission Description. Consultado o 29 de Maio do 2006


Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

As outras grandes lúas de Urano:
Os tipos de accidentes xeolóxicos:

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]