Ariel (satelit)

Ariel  je čtvrtý největší měsíc Uranu . Otevřeno 24. října 1851 Williamem Lassellem a pojmenováno po přední sylfě z básně Alexandra Popea „ Znásilnění zámku“ a duchu, který sloužil Prosperovi ve hře Williama Shakespeara „ The Bouře “ [4] [5] . Téměř všechna dostupná (pro rok 2022) data o Arielu byla získána během průletu kosmické lodi Voyager 2 v roce 1986. Vyfotografováno je pouze 35 % jeho povrchu. Žádná jiná kosmická loď se k ní nepřiblížila.

Ariel je jedním z nejmenších sférických satelitů ve sluneční soustavě (14. z 19). Mezi satelity Uranu je čtvrtý největší (z pěti velkých satelitů je menší pouze Miranda ) a má rekordní albedo . Skládá se asi z poloviny z ledu a z poloviny kamene a dost možná se rozlišuje na kamenné jádro a ledový plášť. Stejně jako všechny velké satelity Uranu se Ariel pravděpodobně zformoval z akrečního disku , který planetu obklopil poprvé po jejím vzniku. Ariel má složitou povrchovou topografii – oblasti silně pokryté krátery protínají útesy, kaňony a pohoří. Má mladší stopy geologické aktivity než ostatní měsíce Uranu. Zdrojem energie pro něj s největší pravděpodobností bylo přílivové vytápění.

Dráha Ariel, stejně jako ostatní velké satelity Uranu, leží v rovině rovníku planety. Proto jsou tyto satelity vystaveny extrémním sezónním změnám v osvětlení.

Objev a pojmenování

Ariel objevil spolu s Umbriel 24. října 1851 William Lassell [6] [7] . William Herschel , který v roce 1787 objevil dva velké satelity Uranu – Titania a Oberon – tvrdil, že pozoroval další 4 satelity [8] , ale tato pozorování byla zjevně chybná [9] [10] .

Název tohoto satelitu (stejně jako dalších tří tehdy známých satelitů Uranu) navrhl v roce 1852 John Herschel na žádost Lassella [11] . Ariel je pojmenována po přední sylfě v básni Alexandra Popea The Rape of the Lock [12] . Bylo to také jméno ducha, který sloužil Prosperovi v Shakespearově Bouři [ 13 ] . Ariel je také označován jako Uran I [7] .

Orbit

Mezi pěti velkými měsíci Uranu je Ariel na druhém místě v pořadí odlehlosti [a 6] . Nachází se ve vzdálenosti 190 000 kilometrů od planety. Excentricita oběžné dráhy a její sklon k rovníku Uranu jsou velmi malé [1] . Doba oběhu je přibližně 2,5 pozemského dne a shoduje se s dobou rotace . Ariel je tedy vždy obrácena k Uranu stejnou stranou [14] . Dráha Ariel leží zcela v magnetosféře Uranu [15] . Částice magnetosférického plazmatu se proto neustále srážejí s jeho zadní polokoulí , která obíhá mnohem rychleji než Ariel (s periodou rovnou periodě axiální rotace Uranu). Zjevně to vede ke ztmavnutí řízené hemisféry [16] . Tato vlastnost je pozorována u všech velkých satelitů Uranu, kromě Oberonu [15] .

Vzhledem k tomu, že Uran obíhá kolem Slunce „na své straně“ a oběžné dráhy jeho satelitů jsou v rovníkové rovině planety, je střídání ročních období na nich velmi zvláštní. Každý pól Ariel je 42 let v úplné tmě a nepřetržitě osvětlen 42 let a během letního slunovratu Slunce na pólu téměř dosáhne svého zenitu [15] . Průlet Voyageru 2 v roce 1986 se shodoval s letním slunovratem na jižní polokouli, přičemž téměř celá severní polokoule byla ve stínu. Jednou za 42 let – v době rovnodennosti na Uranu – projde Země přibližně jeho rovníkovou rovinou a pak lze pozorovat vzájemné zákryty jejích satelitů. Několik takových událostí bylo pozorováno v letech 2007-2008 (včetně zákrytu Ariel Umbrielem 19. srpna 2007) [17] .

Ariel v současné době nemá žádnou orbitální rezonanci s žádným měsícem Uranu. V minulosti pravděpodobně docházelo k rezonanci 5:3 s Mirandou, což mohlo být důvodem zahřívání posledně jmenované (ačkoli maximální zahřívání interiéru Mirandy díky její rezonanci 1:3 s Umbriel bylo asi třikrát větší) [ 18] . Ariel byl pravděpodobně jednou uzamčen v rezonanci 4:1 s Titanií, ze které později odešel [19] . Pro satelity Uranu je mnohem snazší dostat se pryč z orbitální rezonance než satelity Saturnu nebo Jupiteru o podobné hmotnosti , a to díky jeho menší zploštělosti [19] . Rezonance , ve které se Ariel pravděpodobně nacházela před 3,8 miliardami let , zvýšila excentricitu oběžné dráhy . Výsledkem toho bylo tření v útrobách Arielu v důsledku pravidelné změny velikosti slapových sil , což mohlo vést k zahřátí útrob satelitu o 20° [19] .

Složení a vnitřní struktura

Ariel je čtvrtý největší a možná i třetí největší měsíc Uranu [a 7] . Jeho hustota je 1,66 g/cm 3 [3] , což naznačuje, že satelit se skládá z přibližně stejných částí vodního ledu a hustších hornin [20] . Ten může sestávat z kamene a uhlíkatého materiálu, včetně vysokomolekulárních organických sloučenin nazývaných tholiny [14] . Pomocí infračervené spektroskopie byl na povrchu nalezen vodní led [15] . Jeho absorpční pásy jsou výraznější na přední polokouli (směrované k pohybu po oběžné dráze) [15] . Důvody této asymetrie nejsou známy, ale předpokládá se, že je způsobena bombardováním povrchu nabitými částicemi z magnetosféry Uranu, které působí na zadní polokouli [15] . Tyto ionty rozmělňují led, rozkládají metan , který obsahuje (vytvářejí klatrát ) a napadají další organickou hmotu, přičemž zanechávají tmavý zbytek bohatý na uhlík [15] .

Kromě vodního ledu byl pomocí infračervené spektroskopie na Arielu detekován oxid uhličitý (CO 2 ) , který je koncentrován hlavně na zadní polokouli. Na tomto satelitu Uranu je při takových pozorováních lépe vidět (a byl objeven dříve) než na všech ostatních [15] . Původ oxidu uhličitého není zcela jasný. Mohla vzniknout na povrchu z uhličitanů nebo organické hmoty pod vlivem slunečního ultrafialového záření nebo iontů přicházejících z magnetosféry Uranu. Ten může vysvětlit asymetrii v distribuci oxidu uhličitého na povrchu satelitu, protože tyto ionty bombardují zadní polokouli. Dalším možným zdrojem je odplyňování vodního ledu v Arielově nitru. V takovém případě může být uvolňování CO 2 způsobeno minulou geologickou aktivitou družice [15] .

Vzhledem k velikosti Arielu, poměru ledu a kamene v něm a možné přítomnosti soli nebo čpavku (které snižují bod tuhnutí vody) můžeme usoudit, že satelit lze rozlišit na kamenné jádro a ledový plášť. [20] . Pokud ano, pak hmotnost jádra je asi 56 % hmotnosti Arielu a jeho poloměr je 64 % poloměru satelitu (asi 372 km). Tyto parametry jsou vypočteny na základě složení Ariel. Tlak ve středu družice je asi 0,3 GPa (3 kbar ) [20] . Současný stav ledového pláště je nejasný, ale existence podzemního oceánu je považována za nepravděpodobnou [20] .

Vznik a evoluce

Stejně jako všechny hlavní měsíce Uranu se Ariel pravděpodobně zformoval z akrečního disku plynu a prachu, který buď existoval kolem Uranu nějakou dobu poté, co se planeta zformovala, nebo pocházel z obrovského dopadu, který s největší pravděpodobností způsobil Uranu velmi velký sklon osy [21 ] . Přesné složení mlhoviny není známo, ale vyšší hustota uranských měsíců ve srovnání s měsíci Saturnu naznačuje, že pravděpodobně obsahovala méně vody [14] . Významná množství uhlíku a dusíku mohou být spíše ve formě oxidu uhelnatého (CO) a molekulárního dusíku (N 2 ) než metanu a čpavku [21] . Družice vytvořená z takové mlhoviny by měla obsahovat méně vodního ledu (s klatráty CO a N 2 ) a více horniny, což by vysvětlovalo její vysokou hustotu [14] .

Vznik Arielu akrecí pravděpodobně trval několik tisíc let [21] . Srážky, které doprovázely akreci, způsobily zahřátí vnějších vrstev satelitu. Maximální teploty (asi 195 K ) bylo dosaženo v hloubce asi 31 km [22] . Po dokončení formování se vnější vrstva ochladila a vnitřní se začala ohřívat rozpadem radioaktivních prvků [14] . Povrchová vrstva se ochlazováním smršťovala, zatímco topná vnitřní vrstva expandovala. To způsobilo silné napětí v kůře Ariel (odhaduje se až 30 MPa ), což pravděpodobně vedlo ke vzniku četných zlomů [23] , včetně možná částí těch, které jsou nyní viditelné [24] . Tento proces měl trvat asi 200 milionů let [23] .

Teplo z počáteční akrece a následného rozpadu radioaktivních prvků by mohlo stačit k roztavení ledu, pokud obsahuje nemrznoucí směsi  - čpavek nebo sůl [22] . Tání mohlo vést k oddělení ledu od horniny a vytvoření skalního jádra obklopeného ledovým pláštěm [20] . Na jejich hranici by se mohla objevit vrstva kapalné vody nasycené čpavkem. Eutektická teplota jejich směsi je 176 K [20] . Ale s největší pravděpodobností tento podzemní oceán zamrzl už dávno. Expanze, která doprovázela zamrzání, mohla mít za následek praskání kůry, vznik kaňonů a vyhlazení starších tvarů terénu [24] . Před zamrznutím mohla voda vytrysknout na povrch (proces známý jako kryovulkanismus ) a zaplavit dno kaňonů [22] .

Modelování tepelné historie Saturnova měsíce Dione , který je podobný Arielovi co do velikosti, hustoty a povrchové teploty, naznačuje, že konvekce v Arielově nitru, navzdory jejich pevnému skupenství, pravděpodobně pokračuje po miliardy let. Teplota nad 173 K (bod tání roztoku čpavku ) u povrchu družice přetrvávala několik set milionů let po jejím vzniku a blíže k jádru - po miliardu let [24] .

Výzkum a pozorování

Zdánlivá velikost Arielu je 14,4 m [25]  – stejná jako velikost Pluta v perihéliu . Přesto lze Pluto spatřit dalekohledem s aperturou 30 cm [26] , Ariel pro blízkost Uranu často není vidět ani s aperturou 40 cm [27] .

Dosud jediné detailní snímky Ariel byly získány sondou Voyager 2 v roce 1986 během průletu kolem Uranu a jeho měsíců. Minimální vzdálenost mezi sondou a Arielem - 127 000 km - byla 24. ledna 1986 [28] . Ze satelitů Uranu se Voyager 2 přiblížil pouze k Mirandě [29] . Nejlepší snímky Ariel mají rozlišení asi 2 kilometry [24] . Snímky pokrývají pouze 40 % povrchu a pouze 35 % je zachyceno dostatečně dobře pro geologické mapování a počítání kráterů [24] . Bylo možné prozkoumat pouze jižní polokouli satelitu (severní polokoule byla v té době ve tmě) [14] . Žádná jiná kosmická loď nenavštívila Ariel ani systém Uran obecně. V současné době neexistují žádné aktivní plány na návrat k podrobnějšímu studiu Arielu, ačkoli byly navrženy různé koncepce, jako je orbiter a sonda Uran [30] [31] .

26. července 2006 vyfotografoval Hubbleův vesmírný dalekohled průlet Ariel přes disk Uranu. Zároveň byl na oblacích planety vidět stín z družice. Takové události jsou vzácné a mohou nastat pouze během rovnodenností na Uranu, kdy rovina Arielovy oběžné dráhy protíná vnitřní část sluneční soustavy, kde se nachází Země [32] . Další průchod (v roce 2008) zaznamenala Evropská jižní observatoř [33] .

Povrch

Ariel je posetý klikatými kaňony a údolími. Jeho kaňony jsou široké drapáky [34] . Existují rozsáhlé oblasti, kde je velmi málo impaktních kráterů. To svědčí o geologické aktivitě satelitu, alespoň v relativně nedávné minulosti. Povrch satelitu je na mnoha místech pokryt nánosy velmi lehkého materiálu, zřejmě vodní námrazy. Výška stěn riftových údolí dosahuje 10 km. Některé oblasti jsou hladké, jakoby pokryté tekutým bahnem, což může naznačovat proudění tekutin v geologicky nedávné minulosti. Mohou to být také plastické ledy (jako pomalu se pohybující ledovce na Zemi), ale při takto nízkých teplotách se musí vodní led smíchat s jinými látkami, jako je čpavek a metan, aby se dosáhlo plasticity. Není vyloučena přítomnost kryovulkanismu [35] .

Albedo a barva

Ariel je nejjasnější měsíc Uranu. Jeho Bond albedo je 23 % a jeho geometrické albedo  je 53 % [37] . Povrch Ariel vykazuje silný opoziční efekt : jak se fázový úhel zvětšuje z 0° na 1°, odrazivost klesá z 53 % na 35 % [37] . Barva povrchu tohoto satelitu je téměř šedá [38] a nezávisí ani na albedu, ani na reliéfu. Například kaňony mají stejnou barvu jako krátery. Jasné výrony z čerstvých kráterů jsou však o něco modřejší [38] [39] . Navíc je na povrchu pár míst mírně modřejších než obvykle. V reliéfu zřejmě nejsou nijak vyjádřeny [39] . Hnaná hemisféra je obecně červenější než přední polokoule asi o 2 % [39] .

Podrobnosti reliéfu

Na povrchu Arielu jsou tři hlavní typy oblastí: hladké, krátery a protnuté kaňony [24] . Nejběžnějšími rysy reliéfu jsou impaktní krátery , kaňony , smykové útesy, pohoří a prohlubně [36] .

Jižní pól Arielu je obklopen oblastí se silnými krátery, největší na tomto satelitu. Jedná se o nejstarší část jeho povrchu [24] . Oblast je poseta sítí útesů, kaňonů (grabenů) a úzkých horských pásem, nacházejících se především ve středních zeměpisných šířkách [24] . Kaňony ( lat.  chasma , pl. chasmata ) [40] jsou pravděpodobně grabens vzniklé během globální extenze kůry. Způsobilo to zamrznutí vody (případně s příměsí čpavku) v útrobách satelitu [14] [24] . Kaňony směřují převážně na východ nebo severovýchod a dosahují šířky 15-50 km [24] . Dno mnoha kaňonů je konvexní a stoupá do 1-2 km [40] . Někdy je dno odděleno od stěn kaňonu zlomy o šířce asi 1 km [40] . Ve středu nejširších drapáků jsou rýhy zvané údolí ( lat.  vallis , pl. valles ) [14] . Nejdelším kaňonovým systémem Arielu jsou Kachinské kaňony: jejich délka je více než 620 km (během pozorování Voyageru 2 šly za terminátor , takže jejich celková délka není známa) [36] [41] .

Dalším hlavním typem terénu je terén protkaný hřebeny a prohlubněmi. Takové oblasti jsou ve formě pásů, které rámují oblasti s krátery a rozdělují je na polygonální části. Šířka těchto pásem je 25–70 km. Hřebeny a zlomy v každém z nich dosahují délky 200 km a jsou od sebe odděleny vzdálenostmi 10-35 km. Pásy členitého terénu často pokračují do kaňonů a mohou být pravděpodobně výsledkem odlišné odezvy kůry na stejné tahové napětí [24] .

Nejmladší části Arielu jsou hladké, relativně nízko položené pláně. Nacházejí se na dně kaňonů a také v několika nížinách uvnitř kráterových oblastí [14] . V druhém případě mají také ostré hrany, někdy laločnaté [24] . Soudě podle různého stupně kráterování takových plání vznikaly v různých časech [24] . Jejich původ je s největší pravděpodobností vulkanický: krátery na nich připomínají štítové sopky na Zemi a ostré hrany naznačují, že vybuchlá kapalina byla velmi viskózní. Možná to byla podchlazená voda nebo roztok čpavku a možná i pevný led [40] . Tloušťka tohoto hypotetického toku kryolavy se odhaduje na 1–3 kilometry [40] . Kaňony proto pravděpodobně vznikly v období endogenní aktivity na Arielu [24] .

Ariel je pokryt krátery rovnoměrněji než ostatní satelity Uranu a je na něm relativně málo velkých kráterů. To naznačuje, že jeho povrch získal moderní vzhled relativně nedávno: v určitém období své historie byl výrazně aktualizován [24] . Předpokládá se, že zdrojem energie pro geologickou aktivitu Arielu bylo slapové zahřívání v dobách, kdy byla jeho oběžná dráha protáhlejší [19] . Největší kráter Ariel, Yangoor, má průměr pouhých 78 km [36] a vykazuje známky následné deformace. Všechny velké krátery na Arielu mají ploché dno a centrální vrchol a jen několik kráterů je obklopeno jasnými vyvrženinami. Mnoho kráterů je polygonálních, zjevně ovlivněných již existující strukturou kůry. V kráterových oblastech je několik velkých (řádově stovky kilometrů v průměru) jasných skvrn, které mohou být zničenými impaktními krátery. Pokud ano, jsou jako palimpsest na Jupiterově měsíci Ganymede [24] . Zejména se předpokládá, že kruhová prohlubeň 245 kilometrů umístěná na 10 ° j. š. sh. 30° palců atd. , je silně zničený velký kráter [42] .

Poznámky

1. ↑ Vypočteno na základě jiných parametrů.
2. ↑ Plocha satelitu se vypočítá z r takto: .
3. ↑ Objem v se vypočítá z poloměru r takto: .
4. ↑ Povrchová gravitace se vypočítá pomocí hmotnosti m , gravitační konstanty G a poloměru r následovně: .
5. ↑ Druhá prostorová rychlost se vypočítá pomocí hmotnosti m , gravitační konstanty G a poloměru r takto: .
6. ↑ Pět největších měsíců Uranu je (v pořadí vzdálenosti od Uranu) Miranda , Ariel, Umbriel , Titania a Oberon.
7. ↑ Kvůli chybě měření stále není jasné, kdo je třetím největším satelitem Ariel nebo Umbriel .

1. ↑ 1 2 Střední orbitální parametry planetárního satelitu  . Laboratoř proudového pohonu, Kalifornský technologický institut. Získáno 6. března 2013. Archivováno z originálu dne 22. srpna 2011.
2. ↑ 1 2 Thomas PC Poloměry, tvary a topografie satelitů Uranu ze  souřadnic končetin  // Icarus . - Elsevier , 1988. - Sv. 73 , č. 3 . - str. 427-441 . - doi : 10.1016/0019-1035(88)90054-1 . - .
3. ↑ 12 Jacobson RA; Campbell JK; Taylor AH a Synnott SP Hmotnosti Uranu a jeho hlavních satelitů ze sledovacích dat Voyageru a dat pozemských družic Uranu  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Sv. 103 , č. 6 . - S. 2068-2078 . - doi : 10.1086/116211 . - .
4. ↑ Shakespearovy měsíce Uranu (8. července 2016). (неопр.)
5. ↑ Do hloubky |  Ariel - Průzkum sluneční soustavy NASA
6. ↑ Lassell, W. O vnitřních satelitech Uranu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1851. - Sv. 12 . - str. 15-17 . - .
7. ↑ 1 2 Lassell, W. Dopis Williama Lassella, Esq., editorovi  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1851. - Sv. 2 , ne. 33 . — S. 70 . - doi : 10.1086/100198 . - .
8. ↑ Herschel, William. O objevu čtyř dalších satelitů Georgium Sidus; Ohlášen retrográdní pohyb svých starých satelitů; A příčina jejich zmizení v určitých vzdálenostech od planety vysvětlena  //  Philosophical Transactions of the Royal Society of London: journal. - 1798. - Sv. 88 , č. 0 _ - str. 47-79 . - doi : 10.1098/rstl.1798.0005 . - .
9. ↑ Holden, ES O vnitřních satelitech Uranu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1874. - Sv. 35 . - str. 16-22 . - .
10. ↑ Lassell, W. Dopis o prof. Holdenův dokument o vnitřních satelitech Uranu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1874. - Sv. 35 . - str. 22-27 . - .
11. ↑ Lassell, W. Beobachtungen der Uran-Satelliten  (anglicky)  // Astronomische Nachrichten. - Wiley-VCH , 1852. - Sv. 34 . — S. 325 . — .
12. ↑ Phillip S Harrington. Kosmická výzva: Nejlepší seznam pozorování pro  amatéry . - Cambridge University Press , 2011. - S.  364 . — ISBN 9780521899369 .
13. ↑ Kuiper, GP  The Fifth Satellite of Uran  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku . - 1949. - Sv. 61 , č. 360 . - str. 129 . - doi : 10.1086/126146 . - .
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Smith, BA; LOS ANGELES; soderblom; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, JM; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Hnědá, RH; Collins, SA Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results  (anglicky)  // Science : journal. - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - S. 97-102 . - doi : 10.1126/science.233.4759.43 . - . — PMID 17812889 . (strany 58–59, 60–64)
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Grundy, WM; Young, L.A.; Spencer, JR; a kol. Distribuce ledu H 2 O a CO 2 na Ariel, Umbriel, Titania a Oberon z pozorování IRTF  / SpeX  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Sv. 184 , č. 2 . - S. 543-555 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.04.016 . - . - arXiv : 0704.1525 .
16. ↑ Ness, N.F.; Acuna, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; a kol. Magnetická pole na Uranu   // Věda . - 1986. - Sv. 233 , č.p. 4759 . - str. 85-89 . - doi : 10.1126/science.233.4759.85 . — . — PMID 17812894 .
17. ↑ Miller, C.; Chanover, NJ Řešení dynamických parametrů okultací Titania a Ariel ze srpna 2007 od Umbriel  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2009. — Sv. 200 , č. 1 . - str. 343-346 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.12.010 . - .
18. ↑ Tittemore, W.C.; Wisdom, J. Slapový vývoj uranských satelitů III. Evoluce prostřednictvím srovnatelnosti středního pohybu Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3 a Ariel-Umbriel 2:1  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1990. - Sv. 85 , č. 2 . - str. 394-443 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90125-S . - .
19. ↑ 1 2 3 4 Tittemore, W. Přílivový ohřev  Ariel  // Icarus . - Elsevier , 1990. - Sv. 87 , č. 1 . - str. 110-135 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90024-4 . - .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 Hussmann, H.; Sohl, Frank; Spohn, Tilman. Podpovrchové oceány a hluboké vnitřky středně velkých satelitů vnějších planet a velkých transneptunických objektů  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2006. - Sv. 185 , č.p. 1 . - str. 258-273 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.06.005 . - .
21. ↑ 1 2 3 Mousis, O. Modelování termodynamických podmínek v uranské submlhovině – implikace pro pravidelné složení satelitů  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 413 . - str. 373-380 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031515 . - .
22. ↑ 1 2 3 Squyres, SW; Reynolds, Ray T.; Summers, Audrey L.; Shung, Felixi. Akreční ohřev satelitů Saturnu a Uranu  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1988. - Sv. 93 , č. B8 . - str. 8,779-94 . - doi : 10.1029/JB093iB08p08779 . - .
23. ↑ 1 2 Hillier, J.; Squiresi, Stevene. Tektonika tepelného napětí na satelitech Saturnu a Uranu  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1991. - Sv. 96 , č. E1 . — S. 15,665-74 . - doi : 10.1029/91JE01401 . — .
24. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Plescia, JB Geologické terény a frekvence kráterů na Arielu  (anglicky)  // Nature : journal. - 1987. - Sv. 327 , č.p. 6119 . — S. 201 . - doi : 10.1038/327201a0 . - .
25. ↑ Arlot, J.; Sicardy, B. Předpovědi a pozorování událostí a konfigurací vyskytujících se během uranské rovnodennosti  (anglicky)  // Planetary and Space Science  : journal. — Elsevier , 2008. — Sv. 56 , č. 14 . - S. 1778 . - doi : 10.1016/j.pss.2008.02.034 . - .
26. ↑ Zdánlivá velikost Pluta v tomto měsíci je m=14,1. Mohli bychom to vidět s 11" reflektorem s ohniskovou vzdáleností 3400 mm? (odkaz není k dispozici) . Singapurské vědecké centrum. Přístup 25. března 2007. Archivováno z originálu 11. listopadu 2005. (неопр.) 
27. ↑ Sinnott, Roger W.; Ashford, Adrian. Nepolapitelné měsíce Uranu . Sky&Telescope. Získáno 4. ledna 2011. Archivováno z originálu 26. srpna 2011. (неопр.)
28. ↑ Popis  mise Voyager . Uzel planetárních prstenců - Planetární datový systém ( NASA ) . Institut SETI (19. února 1997). Získáno 19. dubna 2014. Archivováno z originálu 25. srpna 2011.
29. ↑ Kámen, ES; Stone, EC The Voyager 2 Setkání s Uranem  //  Journal of Geophysical Research. - 1987. - Sv. 92 , č. A13 . - str. 14,873-76 . - doi : 10.1029/JA092iA13p14873 . - .
30. ↑ Missions to Uran  (anglicky)  (nedostupný odkaz) . Průzkum sluneční soustavy NASA (2010). Datum přístupu: 11. ledna 2011. Archivováno z originálu 26. srpna 2011.
31. ↑ Simon, Amy; Nimmo, Francis; Anderson, Richard C. (7. června 2021). „Cesta do systému ledového obra: Orbiter a sonda Uran“ . Koncepce planetární mise pro Dekadální průzkum planetární vědy na období 2023–2032 ]. NASA . Staženo 1. května 2022 .
32. ↑ Uran a  Ariel . Hubblesite (zpráva 72 z 674) (26. července 2006). Získáno 14. prosince 2006. Archivováno z originálu dne 26. srpna 2011.
33. ↑ Uran a satelity  (angl.)  (nedostupný odkaz) . Evropská jižní observatoř (2008). Získáno 27. listopadu 2010. Archivováno z originálu 26. srpna 2011.
34. ↑ Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Beebe, A. a kol. "Voyager 2 v Uranian System: Imaging Science Results" / / Science - No. 233 (4759) - 1986. - Pp. 43-64. na webu Science Archivováno 24. září 2015 na Wayback Machine
35. ↑ Kargel, JS  Kryovulkanismus na ledových satelitech  // Země, Měsíc a planety : deník. - Springer , 1994. - Sv. 67 , č. 1-3 . - str. 101-113 .
36. ↑ 1 2 3 4 Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie (IAU) pro nomenklaturu planetárních soustav (WGPSN). Ariel.  Výsledky hledání nomenklatury . Gazetteer of Planetary Nomenclature. Získáno 10. března 2013. Archivováno z originálu 15. března 2013.
37. ↑ 1 2 Karkoschka, E. Komplexní fotometrie prstenců a 16 satelitů Uranu pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 151 . - str. 51-68 . - doi : 10.1006/icar.2001.6596 . — .
38. ↑ 12 Zvon III, JF; McCord, T. B. (1991). Hledání spektrálních jednotek na uranských satelitech pomocí snímků s poměrem barev (Conference Proceedings) . Měsíční a planetární vědecká konference, 21., 12.–16. března. 1990. Houston, TX, Spojené státy: Lunar and Planetary Sciences Institute. str. 473-489. Используется устаревший параметр |coauthors= (справка) Archivováno 3. května 2019 na Wayback Machine
39. ↑ 1 2 3 Buratti, BJ; Mosher, Joel A. Srovnávací globální albedo a barevné mapy Uranských satelitů  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1991. - Sv. 90 . - str. 1-13 . - doi : 10.1016/0019-1035(91)90064-Z . - .
40. ↑ 1 2 3 4 5 Schenk, PM Fluidní vulkanismus na Mirandě a Ariel: Morfologie toku a složení  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1991. - Sv. 96 . — S. 1887 . - doi : 10.1029/90JB01604 . - . (strany 1893-1896)
41. ↑ Stryk T. Odhalení nočních stran Uranových měsíců . Blog planetární společnosti . Planetární společnost (13. května 2008). Datum přístupu: 28. června 2011. Archivováno z originálu 4. února 2012. (неопр.)
42. ↑ Moore, JM; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. a kol . . Velké dopadové útvary na středně velké ledové satelity  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 171 , č.p. 2 . - str. 421-443 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.009 . - .

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Velký sovět (1 ed.) Brockhaus a Efron Britannica (online)
V bibliografických katalozích	J9U : 987007544325005171 LCCN : sh94005239

Uran
Měsíce Uranu	Ariel Belinda bianca Desdemona Julie Kalibán Cordelie Cressida Amor Mab margarita Miranda Oberon Ofélie Balíček Perdita Část Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinanda francisco
Charakteristika	Prsteny Uranu
Otevírací	William Herschel William Lassell
Výzkum	Program Voyager Voyager 2
Trojské koně Uranu	2011 QF99
jiný	15 Orion Uran v kultuře

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty