Ariel (Mond) -Ariel (moon)
Entdeckung | |||||||||
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Entdeckt von | Wilhelm Lassell | ||||||||
Entdeckungsdatum | 24. Oktober 1851 | ||||||||
Bezeichnungen | |||||||||
Bezeichnung |
Uran I | ||||||||
Aussprache | / ˈ ɛər ich ə l / oder / ˈ ær ich ə l / | ||||||||
Adjektive | Arielian / ær ich ˈ ichː l ich ə n / | ||||||||
Orbitale Eigenschaften | |||||||||
191.020 km _ | |||||||||
Mittlerer Bahnradius
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190 900 km | ||||||||
Exzentrizität | 0,0012 | ||||||||
2.520 d | |||||||||
Durchschnittliche Umlaufgeschwindigkeit
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5,51 km/s | ||||||||
Neigung | 0,260° (zum Äquator von Uranus) | ||||||||
Satellit von | Uranus | ||||||||
Physikalische Eigenschaften | |||||||||
Maße | 1162,2 × 1155,8 × 1155,4 km | ||||||||
Mittlerer Radius |
578,9 ± 0,6 km (0,0908 Erden ) | ||||||||
4 211 300 Kilometer 2 | |||||||||
Volumen | 812 600 000 Kilometer 3 | ||||||||
Masse | (1,251 ± 0,021) × 10 21 kg | ||||||||
Mittlere Dichte
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1,592 ± 0,15 g/ cm³ | ||||||||
0,249 m/s 2 | |||||||||
0,537 km/s | |||||||||
synchron | |||||||||
Albedo | |||||||||
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14.4 (R-Band) |
Ariel ist der viertgrößte der 27 bekannten Uranusmonde . Ariel umkreist und dreht sich in der Äquatorialebene von Uranus , die fast senkrecht zur Umlaufbahn von Uranus steht und daher einen extremen jahreszeitlichen Zyklus hat.
Es wurde im Oktober 1851 von William Lassell entdeckt und nach einer Figur in zwei verschiedenen Literaturstücken benannt. Ab 2019 stammt ein Großteil des detaillierten Wissens über Ariel aus einem einzigen Vorbeiflug an Uranus, der 1986 von der Raumsonde Voyager 2 durchgeführt wurde und es schaffte, etwa 35 % der Mondoberfläche abzubilden. Derzeit gibt es keine aktiven Pläne, den Mond genauer zu untersuchen, obwohl verschiedene Konzepte wie ein Uranus Orbiter und eine Sonde vorgeschlagen wurden.
Nach Miranda ist Ariel der zweitkleinste der fünf runden Hauptmonde des Uranus und der seinem Planeten am zweitnächsten . Er gehört zu den kleinsten der 19 bekannten kugelförmigen Monde des Sonnensystems (er belegt den 14. Platz unter ihnen im Durchmesser) und besteht vermutlich zu etwa gleichen Teilen aus Eis und felsigem Material. Seine Masse entspricht in etwa der Hydrosphäre der Erde .
Wie alle Monde von Uranus entstand Ariel wahrscheinlich aus einer Akkretionsscheibe , die den Planeten kurz nach seiner Entstehung umgab, und wie andere große Monde ist er wahrscheinlich differenziert , mit einem inneren Kern aus Gestein, der von einem Mantel aus Eis umgeben ist. Ariel hat eine komplexe Oberfläche, die aus einem ausgedehnten, mit Kratern übersäten Gelände besteht, das von einem System aus Steilhängen , Schluchten und Graten durchschnitten wird . Die Oberfläche zeigt Anzeichen neuerer geologischer Aktivität als andere Uran-Monde, höchstwahrscheinlich aufgrund von Gezeitenerwärmung .
Entdeckung und Name
Sie wurde am 24. Oktober 1851 von William Lassell entdeckt und ist nach einem Himmelsgeist in Alexander Popes The Rape of the Lock und Shakespeares The Tempest benannt .
Sowohl Ariel als auch der etwas größere uranische Satellit Umbriel wurden am 24. Oktober 1851 von William Lassell entdeckt. Obwohl William Herschel , der 1787 die beiden größten Uranusmonde Titania und Oberon entdeckte , behauptete, vier weitere Monde beobachtet zu haben, wurde dies nie bestätigt und diese vier Objekte gelten nun als unecht.
Alle Monde von Uranus sind nach Figuren aus den Werken von William Shakespeare oder Alexander Popes The Rape of the Lock benannt . Die Namen aller vier damals bekannten Trabanten des Uranus wurden 1852 auf Bitte von Lassell von John Herschel vorgeschlagen. Ariel ist nach der führenden Sylphe in The Rape of the Lock benannt . Es ist auch der Name des Geistes, der Prospero in Shakespeares Der Sturm dient . Der Mond wird auch als Uranus I bezeichnet .
Orbit
Unter den fünf Hauptmonden von Uranus ist Ariel der zweitnächste zum Planeten und umkreist ihn in einer Entfernung von etwa 190.000 km. Seine Umlaufbahn hat eine kleine Exzentrizität und ist relativ zum Äquator von Uranus sehr wenig geneigt . Seine Umlaufzeit beträgt etwa 2,5 Erdtage, was mit seiner Rotationsperiode zusammenfällt . Das bedeutet, dass eine Seite des Mondes immer dem Planeten zugewandt ist; ein Zustand, der als Gezeitensperre bekannt ist . Ariels Umlaufbahn liegt vollständig innerhalb der uranischen Magnetosphäre . Die nachlaufenden Hemisphären (diejenigen, die von ihrer Umlaufbahn abgewandt sind) von luftlosen Satelliten, die in einer Magnetosphäre wie Ariel umkreisen, werden von magnetosphärischem Plasma getroffen , das sich mit dem Planeten mitdreht. Dieses Bombardement kann zur Verdunkelung der nachlaufenden Hemisphären führen, die für alle Uranusmonde außer Oberon beobachtet werden (siehe unten). Ariel fängt auch magnetosphärisch geladene Teilchen ein, was zu einem deutlichen Rückgang der energetischen Teilchenzahl in der Nähe der Umlaufbahn des Mondes führt, die 1986 von Voyager 2 beobachtet wurde.
Da Ariel wie Uranus die Sonne relativ zu ihrer Rotation fast auf ihrer Seite umkreist, sind ihre nördliche und südliche Hemisphäre bei Sonnenwende entweder direkt auf die Sonne zu oder direkt von ihr weg gerichtet . Dadurch unterliegt es einem extremen jahreszeitlichen Wechsel; So wie die Pole der Erde um die Sonnenwende herum ständig Nacht oder Tageslicht sehen, sehen Ariels Pole ein halbes Uran-Jahr (42 Erdenjahre) lang ständig Nacht oder Tageslicht, wobei die Sonne bei jeder Sonnenwende nahe am Zenit über einem der Pole aufgeht. Der Vorbeiflug der Voyager 2 fiel mit der südlichen Sommersonnenwende 1986 zusammen, als fast die gesamte nördliche Hemisphäre dunkel war. Einmal alle 42 Jahre, wenn Uranus ein Äquinoktium hat und seine Äquatorialebene die Erde schneidet, werden gegenseitige Bedeckungen der Uranus-Monde möglich. Eine Reihe solcher Ereignisse ereigneten sich in den Jahren 2007–2008, darunter eine Bedeckung von Ariel durch Umbriel am 19. August 2007.
Derzeit ist Ariel an keiner Umlaufbahnresonanz mit anderen uranischen Satelliten beteiligt. In der Vergangenheit war es jedoch möglicherweise eine 5:3-Resonanz mit Miranda , die teilweise für die Erwärmung dieses Mondes verantwortlich gewesen sein könnte (obwohl die maximale Erwärmung wahrscheinlich einer früheren 1:3-Resonanz von Umbriel mit Miranda zuzuschreiben war etwa dreimal so groß). Ariel war möglicherweise einmal in der 4: 1-Resonanz mit Titania eingeschlossen, aus der es später entkam. Der Flucht aus einer mittleren Bewegungsresonanz ist für die Monde von Uranus viel einfacher als für die von Jupiter oder Saturn , aufgrund des geringeren Grades der Abflachung von Uranus . Diese Resonanz, die wahrscheinlich vor etwa 3,8 Milliarden Jahren aufgetreten ist, hätte die Orbitalexzentrizität von Ariel erhöht , was zu Gezeitenreibung aufgrund zeitlich veränderlicher Gezeitenkräfte von Uranus geführt hätte. Dies hätte zu einer Erwärmung des Mondinneren um bis zu 20 K geführt .
Zusammensetzung und innere Struktur
Ariel ist der viertgrößte der Uran-Monde und hat möglicherweise die drittgrößte Masse . Es ist auch der 14. größte Mond im Sonnensystem . Die Dichte des Mondes beträgt 1,66 g/cm 3 , was darauf hindeutet, dass er zu etwa gleichen Teilen aus Wassereis und einer dichten Nicht-Eis-Komponente besteht. Letzteres könnte aus Gestein und kohlenstoffhaltigem Material bestehen, einschließlich schwerer organischer Verbindungen , die als Tholin bekannt sind . Das Vorhandensein von Wassereis wird durch infrarotspektroskopische Beobachtungen unterstützt, die kristallines Wassereis auf der Oberfläche des Mondes gezeigt haben, das porös ist und daher wenig Sonnenwärme an darunter liegende Schichten weiterleitet. Die Wassereis- Absorptionsbanden sind auf der vorderen Hemisphäre von Ariel stärker als auf der hinteren Hemisphäre. Die Ursache dieser Asymmetrie ist nicht bekannt, aber sie könnte mit dem Beschuss durch geladene Teilchen aus der Magnetosphäre von Uranus zusammenhängen , die auf der nachlaufenden Hemisphäre stärker ist (aufgrund der Co-Rotation des Plasmas). Die energiereichen Partikel neigen dazu, Wassereis zu sputtern , im Eis eingeschlossenes Methan als Clathrathydrat zu zersetzen und andere organische Stoffe zu verdunkeln, wobei ein dunkler, kohlenstoffreicher Rückstand zurückbleibt.
Abgesehen von Wasser ist Kohlendioxid (CO 2 ) die einzige andere Verbindung, die auf der Oberfläche von Ariel durch Infrarotspektroskopie identifiziert wurde , die hauptsächlich auf der hinteren Hemisphäre konzentriert ist. Ariel zeigt den stärksten spektroskopischen Nachweis für CO 2 aller Uran-Satelliten und war der erste Uran-Satellit, auf dem diese Verbindung entdeckt wurde. Die Herkunft des Kohlendioxids ist nicht ganz klar. Es könnte lokal aus Karbonaten oder organischen Materialien unter dem Einfluss der energiegeladenen Teilchen aus der Magnetosphäre von Uranus oder der ultravioletten Sonnenstrahlung hergestellt werden. Diese Hypothese würde die Asymmetrie in ihrer Verteilung erklären, da die hintere Hemisphäre einem stärkeren magnetosphärischen Einfluss unterliegt als die führende Hemisphäre. Eine weitere mögliche Quelle ist das Ausgasen von primordialem CO 2 , das durch Wassereis in Ariels Innerem eingeschlossen ist. Das Entweichen von CO 2 aus dem Inneren könnte mit vergangenen geologischen Aktivitäten auf diesem Mond zusammenhängen.
Angesichts seiner Größe, seiner Zusammensetzung aus Gestein und Eis und der möglichen Anwesenheit von Salz oder Ammoniak in Lösung, um den Gefrierpunkt des Wassers zu senken, kann das Innere von Ariel in einen felsigen Kern unterschieden werden , der von einem eisigen Mantel umgeben ist . Wenn dies der Fall ist, beträgt der Radius des Kerns (372 km) etwa 64 % des Mondradius und seine Masse etwa 56 % der Mondmasse – die Parameter werden durch die Zusammensetzung des Mondes bestimmt. Der Druck im Zentrum von Ariel beträgt etwa 0,3 GPa (3 kbar ). Der aktuelle Zustand des Eismantels ist unklar. Die Existenz eines unterirdischen Ozeans wird derzeit als möglich angesehen, obwohl eine Studie aus dem Jahr 2006 darauf hindeutet, dass die radiogene Erwärmung allein nicht ausreichen würde, um einen solchen zu ermöglichen.
Auftauchen
Albedo und Farbe
Ariel ist der reflektierendste der Uranusmonde. Seine Oberfläche zeigt eine Oppositionswelle : Die Reflektivität nimmt von 53 % bei einem Phasenwinkel von 0° ( geometrische Albedo ) auf 35 % bei einem Winkel von etwa 1° ab. Die Bond-Albedo von Ariel beträgt etwa 23 % – die höchste unter den Uran-Satelliten. Die Oberfläche von Ariel ist im Allgemeinen farbneutral. Es kann eine Asymmetrie zwischen der vorderen und der hinteren Hemisphäre geben; letzteres scheint um 2 % röter zu sein als ersteres. Die Oberfläche von Ariel weist im Allgemeinen keine Korrelation zwischen Albedo und Geologie einerseits und Farbe andererseits auf. Beispielsweise haben Schluchten die gleiche Farbe wie das mit Kratern übersäte Gelände. Helle Einschlagsablagerungen um einige frische Krater haben jedoch eine etwas blauere Farbe. Es gibt auch einige leicht blaue Flecken, die keinem bekannten Oberflächenmerkmal entsprechen.
Oberflächenmerkmale
Die beobachtete Oberfläche von Ariel kann in drei Geländetypen unterteilt werden: kraterreiches Gelände, zerklüftetes Gelände und Ebenen. Die wichtigsten Oberflächenmerkmale sind Einschlagskrater , Schluchten , Bruchkanten , Grate und Mulden .
Das mit Kratern übersäte Terrain, eine hügelige Oberfläche, die von zahlreichen Einschlagskratern bedeckt ist und auf Ariels Südpol zentriert ist, ist die älteste und geografisch ausgedehnteste geologische Einheit des Mondes . Es wird von einem Netzwerk aus Steilhängen, Schluchten (Graben) und schmalen Graten durchschnitten, die hauptsächlich in den mittleren südlichen Breiten von Ariel vorkommen. Die Schluchten, die als Chasmata bekannt sind, stellen wahrscheinlich Gräben dar, die durch Dehnungsverwerfungen gebildet wurden , die aus globalen Spannungsspannungen resultierten, die durch das Gefrieren von Wasser (oder wässrigem Ammoniak) im Inneren des Mondes verursacht wurden (siehe unten) . Sie sind 15–50 km breit und verlaufen hauptsächlich in östlicher oder nordöstlicher Richtung. Die Böden vieler Schluchten sind konvex; Anstieg um 1–2 km. Manchmal sind die Böden von den Wänden der Schluchten durch Rillen (Tröge) von etwa 1 km Breite getrennt. Die breitesten Gräben haben Rillen, die entlang der Kämme ihrer konvexen Böden verlaufen, die als Täler bezeichnet werden . Die längste Schlucht ist Kachina Chasma mit über 620 km Länge (das Merkmal erstreckt sich bis in die Hemisphäre von Ariel, die Voyager 2 nicht beleuchtet sah).
Der zweite Haupt-Geländetyp – zerklüftetes Gelände – umfasst Bänder von Kämmen und Mulden mit einer Ausdehnung von Hunderten von Kilometern. Es begrenzt das mit Kratern übersäte Gelände und schneidet es in Polygone. Innerhalb jedes Bandes, das bis zu 25 bis 70 km breit sein kann, befinden sich einzelne bis zu 200 km lange Kämme und Mulden, die zwischen 10 und 35 km voneinander entfernt sind. Die Bänder des zerklüfteten Geländes bilden oft Fortsetzungen von Schluchten, was darauf hindeutet, dass sie eine modifizierte Form des Grabens oder das Ergebnis einer anderen Reaktion der Kruste auf dieselben Dehnungsspannungen wie Sprödbruch sein könnten.
Das jüngste Terrain, das auf Ariel beobachtet wurde, sind die Ebenen: relativ tief liegende, glatte Gebiete, die sich über einen langen Zeitraum gebildet haben müssen, wenn man nach ihren unterschiedlichen Kraterniveaus urteilt . Die Ebenen befinden sich auf den Böden von Schluchten und in einigen unregelmäßigen Vertiefungen inmitten des kraterreichen Geländes. Im letzteren Fall sind sie durch scharfe Grenzen, die in einigen Fällen ein gelapptes Muster aufweisen, vom Kratergelände getrennt. Der wahrscheinlichste Ursprung für die Ebenen sind vulkanische Prozesse; Ihre lineare Schlotgeometrie, die terrestrischen Schildvulkanen ähnelt , und ihre ausgeprägten topografischen Ränder deuten darauf hin, dass die ausgebrochene Flüssigkeit sehr viskos war, möglicherweise eine unterkühlte Wasser/Ammoniak-Lösung, wobei auch fester Eisvulkanismus möglich ist. Die Mächtigkeit dieser hypothetischen Kryolavaströme wird auf 1–3 km geschätzt. Die Schluchten müssen sich also zu einer Zeit gebildet haben, als auf Ariel noch eine endogene Oberflächenerneuerung stattfand. Einige dieser Gebiete scheinen weniger als 100 Millionen Jahre alt zu sein, was darauf hindeutet, dass Ariel trotz seiner relativ geringen Größe und des Mangels an aktueller Gezeitenerwärmung immer noch geologisch aktiv sein könnte.
Ariel scheint im Vergleich zu anderen Uranusmonden ziemlich gleichmäßig mit Kratern übersät zu sein; Der relative Mangel an großen Kratern deutet darauf hin, dass seine Oberfläche nicht aus der Entstehung des Sonnensystems stammt, was bedeutet, dass Ariel irgendwann in seiner Geschichte vollständig wieder aufgetaucht sein muss. Es wird angenommen, dass Ariels vergangene geologische Aktivität durch Gezeitenerwärmung zu einer Zeit angetrieben wurde, als seine Umlaufbahn exzentrischer war als derzeit. Der größte Krater, der auf Ariel, Yangoor , beobachtet wurde, hat einen Durchmesser von nur 78 km und zeigt Anzeichen einer späteren Verformung. Alle großen Krater auf Ariel haben flache Böden und zentrale Gipfel, und nur wenige der Krater sind von hellen Auswurfablagerungen umgeben. Viele Krater sind polygonal, was darauf hinweist, dass ihr Aussehen von der bereits bestehenden Krustenstruktur beeinflusst wurde. In den Kraterebenen gibt es einige große (etwa 100 km Durchmesser) Lichtflecken, bei denen es sich möglicherweise um zerfallene Einschlagskrater handelt. In diesem Fall ähneln sie den Palimpsesten auf dem Jupitermond Ganymed . Es wurde vermutet, dass eine kreisförmige Senke mit einem Durchmesser von 245 km bei 10 ° S 30 ° O eine große, stark degradierte Einschlagstruktur ist.
Ursprung und Entwicklung
Es wird angenommen, dass sich Ariel aus einer Akkretionsscheibe oder einem Subnebel gebildet hat; eine Gas- und Staubscheibe, die entweder einige Zeit nach ihrer Entstehung um Uranus herum existierte oder durch den gewaltigen Einschlag entstand, der Uranus höchstwahrscheinlich seine große Schräglage verlieh . Die genaue Zusammensetzung des Subnebels ist nicht bekannt; Die höhere Dichte der Uranian-Monde im Vergleich zu den Saturnmonden deutet jedoch darauf hin, dass es möglicherweise relativ wasserarm war. Anstelle von Methan und Ammoniak könnten erhebliche Mengen an Kohlenstoff und Stickstoff in Form von Kohlenmonoxid (CO) und molekularem Stickstoff (N 2 ) vorhanden gewesen sein . Die Monde, die sich in einem solchen Subnebel bildeten, würden weniger Wassereis (mit CO und N 2 als Clathrat eingeschlossen) und mehr Gestein enthalten, was die höhere Dichte erklärt.
Der Akkretionsprozess dauerte wahrscheinlich mehrere tausend Jahre, bevor der Mond vollständig geformt war. Modelle deuten darauf hin, dass Einschläge, die mit Akkretion einhergehen, eine Erwärmung der äußeren Schicht von Ariel verursachten und in einer Tiefe von etwa 31 km eine maximale Temperatur von etwa 195 K erreichten. Nach dem Ende der Formation kühlte die unterirdische Schicht ab, während sich das Innere von Ariel aufgrund des Zerfalls radioaktiver Elemente in seinem Gestein erwärmte. Die kühlende oberflächennahe Schicht zog sich zusammen, während sich das Innere ausdehnte. Dies verursachte starke Dehnungsspannungen in der Mondkruste, die Schätzungen zufolge 30 MPa erreichten, was zu Rissen geführt haben könnte. Einige heutige Steilhänge und Schluchten sind möglicherweise das Ergebnis dieses Prozesses, der etwa 200 Millionen Jahre andauerte.
Die anfängliche Akkretionserwärmung zusammen mit dem fortgesetzten Zerfall radioaktiver Elemente und wahrscheinlicher Gezeitenerwärmung kann zum Schmelzen des Eises geführt haben, wenn ein Frostschutzmittel wie Ammoniak (in Form von Ammoniakhydrat ) oder etwas Salz vorhanden war. Das Schmelzen könnte zur Trennung von Eis von Felsen und zur Bildung eines felsigen Kerns geführt haben, der von einem eisigen Mantel umgeben ist. An der Kern-Mantel-Grenze kann sich eine Schicht aus flüssigem Wasser (Ozean) gebildet haben, die reich an gelöstem Ammoniak ist. Die eutektische Temperatur dieser Mischung beträgt 176 K. Der Ozean dürfte jedoch schon vor langer Zeit gefroren sein. Das Gefrieren des Wassers führte wahrscheinlich zur Ausdehnung des Inneren, was möglicherweise für die Bildung der Schluchten und die Auslöschung der antiken Oberfläche verantwortlich war. Die Flüssigkeiten aus dem Ozean konnten möglicherweise an die Oberfläche ausbrechen und die Böden von Schluchten in einem als Kryovulkanismus bekannten Prozess überfluten .
Thermische Modellierung des Saturnmondes Dione , der Ariel in Größe, Dichte und Oberflächentemperatur ähnelt, legt nahe, dass Festkörperkonvektion im Inneren von Ariel Milliarden von Jahren andauern könnte und dass Temperaturen über 173 K (das Schmelzen Punkt von wässrigem Ammoniak) kann nach der Entstehung mehrere hundert Millionen Jahre in der Nähe seiner Oberfläche und fast eine Milliarde Jahre näher am Kern bestanden haben.
Beobachtung und Erkundung
Die scheinbare Helligkeit von Ariel beträgt 14,8; ähnlich dem von Pluto in der Nähe des Perihels . Während Pluto jedoch durch ein Teleskop mit 30-cm - Öffnung zu sehen ist, ist Ariel aufgrund seiner Nähe zum Uranus-Blend oft für Teleskope mit 40-cm-Öffnung nicht sichtbar.
Die einzigen Nahaufnahmen von Ariel wurden von der Sonde Voyager 2 aufgenommen, die den Mond während seines Vorbeiflugs an Uranus im Januar 1986 fotografierte. Die engste Annäherung von Voyager 2 an Ariel betrug 127.000 km (79.000 Meilen) - deutlich weniger als die Entfernungen zu allen anderen uranischen Monden außer Miranda. Die besten Bilder von Ariel haben eine räumliche Auflösung von etwa 2 km. Sie bedecken etwa 40 % der Oberfläche, aber nur 35 % wurden mit der für die geologische Kartierung und Kraterzählung erforderlichen Qualität fotografiert. Zum Zeitpunkt des Vorbeiflugs war die südliche Hemisphäre von Ariel (wie die der anderen Monde) auf die Sonne gerichtet, sodass die nördliche (dunkle) Hemisphäre nicht untersucht werden konnte. Keine andere Raumsonde hat jemals das Uranian-System besucht. Die Möglichkeit, die Raumsonde Cassini zum Uranus zu schicken, wurde während der Planungsphase der Missionserweiterung evaluiert. Es hätte ungefähr zwanzig Jahre gedauert, um nach dem Verlassen des Saturn zum Uran-System zu gelangen, und diese Pläne wurden zugunsten des Verbleibs auf Saturn und der Zerstörung des Raumfahrzeugs in der Atmosphäre des Saturn verworfen.
Transite
Am 26. Juli 2006 nahm das Hubble-Weltraumteleskop einen seltenen Transit von Ariel auf Uranus auf, der einen Schatten warf, der auf den Wolkenspitzen des Uranus zu sehen war. Solche Ereignisse sind selten und treten nur um Äquinoktien auf , da die Bahnebene des Mondes um Uranus um 98° zur Bahnebene von Uranus um die Sonne geneigt ist. Ein weiterer Transit wurde 2008 von der Europäischen Südsternwarte aufgezeichnet .
Siehe auch
Anmerkungen
Verweise
Externe Links
- Ariel-Profil am Solar System Exploration Site der NASA
- AN, 33 (1852) 257/258
- Ariel-Grundkarte, abgeleitet von Voyager-Bildern
- Ariel-Seite (einschließlich beschrifteter Karten von Ariel) unter Ansichten des Sonnensystems
- NASA-Archiv mit öffentlich veröffentlichten Ariel-Bildern
- Paul Schenks 3D-Bilder und Überflugvideos von Ariel und anderen Satelliten des äußeren Sonnensystems
- Ariel-Nomenklatur von der USGS Planetary Nomenclature-Website
- Ted Stryk: Enthüllung der Nachtseiten der Uranusmonde