Ariel es la cuarta luna más grande de las 27 lunas conocidas de Urano . Ariel orbita y gira en el plano ecuatorial de Urano , que es casi perpendicular a la órbita de Urano y por eso tiene un ciclo estacional extremo.
Fue descubierto en octubre de 1851 por William Lassell y recibió el nombre de un personaje de dos obras literarias diferentes. A partir de 2019, gran parte del conocimiento detallado de Ariel se deriva de un único sobrevuelo de Urano realizado por la sonda espacial Voyager 2 en 1986, que logró fotografiar alrededor del 35% de la superficie de la luna. Actualmente no hay planes activos para volver a estudiar la Luna con más detalle, aunque se han propuesto varios conceptos, como un orbitador y una sonda a Urano .
Después de Miranda , Ariel es el segundo más pequeño de los cinco principales satélites redondeados de Urano y el segundo más cercano a su planeta . Entre las más pequeñas de las 20 lunas esféricas conocidas del Sistema Solar (ocupa el puesto 14 entre ellas en diámetro), se cree que está compuesta de partes aproximadamente iguales de hielo y material rocoso. Su masa es aproximadamente igual en magnitud a la hidrosfera de la Tierra .
Como todas las lunas de Urano, Ariel probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó el planeta poco después de su formación y, como otras lunas grandes, probablemente esté diferenciada , con un núcleo interno de roca rodeado por un manto de hielo. Ariel tiene una superficie compleja que consiste en un extenso terreno lleno de cráteres atravesado por un sistema de escarpes , cañones y crestas . La superficie muestra signos de actividad geológica más reciente que otras lunas de Urano, probablemente debido al calentamiento de las mareas .
Descubierto el 24 de octubre de 1851 por William Lassell , lleva el nombre de un espíritu del cielo que aparece en el poema de 1712 de Alexander Pope, The Rape of the Lock , y en La tempestad de Shakespeare .
Tanto Ariel como el satélite uraniano Umbriel, un poco más grande , fueron descubiertos por William Lassell el 24 de octubre de 1851. [11] [12] Aunque William Herschel , que descubrió las dos lunas más grandes de Urano, Titania y Oberon , en 1787, afirmó haber observado cuatro lunas adicionales, [ 13] esto nunca fue confirmado y ahora se cree que esos cuatro objetos son espurios. [14] [15] [16]
Todas las lunas de Urano llevan nombres de personajes de las obras de William Shakespeare o The Rape of the Lock de Alexander Pope . Los nombres de los cuatro satélites de Urano conocidos entonces fueron sugeridos por John Herschel en 1852 a petición de Lassell. [17] Ariel lleva el nombre de la sílfide principal de El rapto de la cerradura . [18] También es el nombre del espíritu que sirve a Próspero en La tempestad de Shakespeare . [19] La luna también se denomina Urano I. [12]
Entre las cinco lunas principales de Urano , Ariel es la segunda más cercana al planeta, orbitando a una distancia de unos 190.000 km. [f] Su órbita tiene una pequeña excentricidad y está muy poco inclinada con respecto al ecuador de Urano. [3] Su período orbital es de alrededor de 2,5 días terrestres, coincidiendo con su período de rotación . Esto significa que un lado de la luna siempre mira hacia el planeta; una condición conocida como bloqueo de marea . [20] La órbita de Ariel se encuentra completamente dentro de la magnetosfera de Urano . [8] Los hemisferios posteriores (aquellos que miran en dirección opuesta a sus direcciones de órbita) de los satélites sin aire que orbitan dentro de una magnetosfera como Ariel son golpeados por plasma magnetosférico que co-rota con el planeta. [21] Este bombardeo puede provocar el oscurecimiento de los hemisferios posteriores observados en todas las lunas de Urano excepto en Oberón (ver más abajo). [8] Ariel también captura partículas cargadas magnetosféricas, lo que produce una caída pronunciada en el recuento de partículas energéticas cerca de la órbita de la luna observada por la Voyager 2 en 1986. [22]
Debido a que Ariel, al igual que Urano, orbita alrededor del Sol casi de lado en relación con su rotación, sus hemisferios norte y sur miran directamente hacia el Sol o en dirección opuesta a él en los solsticios . Esto significa que está sujeto a un ciclo estacional extremo; Así como los polos de la Tierra ven luz diurna o nocturna permanente alrededor de los solsticios, los polos de Ariel ven luz diurna o nocturna permanente durante medio año uraniano (42 años terrestres), con el Sol saliendo cerca del cenit sobre uno de los polos en cada solsticio. [8] El sobrevuelo de la Voyager 2 coincidió con el solsticio de verano austral de 1986, cuando casi todo el hemisferio norte estaba oscuro. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial cruza la Tierra, se hacen posibles ocultaciones mutuas de las lunas de Urano. Varios eventos de este tipo ocurrieron en 2007-2008, incluida una ocultación de Ariel por parte de Umbriel el 19 de agosto de 2007. [23]
Actualmente, Ariel no participa en ninguna resonancia orbital con otros satélites uranianos. En el pasado, sin embargo, pudo haber estado en una resonancia de 5:3 con Miranda , lo que podría haber sido parcialmente responsable del calentamiento de esa luna (aunque el calentamiento máximo atribuible a una resonancia anterior de 1:3 de Umbriel con Miranda probablemente fue aproximadamente tres veces mayor). [24] Es posible que Ariel haya estado alguna vez encerrado en la resonancia 4:1 con Titania, de la que luego escapó. [25] Escapar de una resonancia de movimiento medio es mucho más fácil para las lunas de Urano que para las de Júpiter o Saturno , debido al menor grado de achatamiento de Urano . [25] Esta resonancia, que probablemente se encontró hace unos 3.800 millones de años, habría aumentado la excentricidad orbital de Ariel , lo que habría resultado en una fricción de marea debido a las fuerzas de marea de Urano que varían en el tiempo. Esto habría provocado un calentamiento del interior de la luna de hasta 20 K. [25]
Ariel es la cuarta luna más grande de Urano y puede tener la tercera mayor masa . También es la decimocuarta luna más grande del Sistema Solar . [g] La densidad de la luna es 1,66 g/cm 3 , [27] lo que indica que se compone de partes aproximadamente iguales de hielo de agua y un componente denso sin hielo. [28] Este último podría consistir en roca y material carbonoso , incluidos compuestos orgánicos pesados conocidos como tolinas . [20] La presencia de hielo de agua está respaldada por observaciones espectroscópicas infrarrojas , que han revelado hielo de agua cristalino en la superficie de la luna, que es porosa y, por lo tanto, transmite poco calor solar a las capas inferiores. [8] [29] Las bandas de absorción del hielo de agua son más fuertes en el hemisferio delantero de Ariel que en el hemisferio trasero. [8] Se desconoce la causa de esta asimetría, pero puede estar relacionada con el bombardeo de partículas cargadas de la magnetosfera de Urano , que es más fuerte en el hemisferio posterior (debido a la co-rotación del plasma). [8] Las partículas energéticas tienden a chisporrotear hielo de agua, descomponer el metano atrapado en el hielo como hidrato de clatrato y oscurecer otros compuestos orgánicos, dejando un residuo oscuro rico en carbono . [8]
A excepción del agua, el único otro compuesto identificado en la superficie de Ariel mediante espectroscopia infrarroja es el dióxido de carbono (CO 2 ), que se concentra principalmente en su hemisferio posterior. Ariel muestra la evidencia espectroscópica más fuerte de CO 2 de cualquier satélite uraniano, [8] y fue el primer satélite uraniano en el que se descubrió este compuesto. [8] El origen del dióxido de carbono no está del todo claro. Podría producirse localmente a partir de carbonatos o materiales orgánicos bajo la influencia de partículas cargadas de energía provenientes de la magnetosfera de Urano o de la radiación ultravioleta solar . Esta hipótesis explicaría la asimetría en su distribución, ya que el hemisferio trasero está sujeto a una influencia magnetosférica más intensa que el hemisferio delantero. Otra posible fuente es la desgasificación del CO 2 primordial atrapado por el hielo de agua en el interior de Ariel. El escape de CO 2 desde el interior puede estar relacionado con la actividad geológica pasada en esta luna. [8]
Dado su tamaño, composición de roca/hielo y la posible presencia de sal o amoníaco en solución para bajar el punto de congelación del agua, el interior de Ariel puede diferenciarse en un núcleo rocoso rodeado por un manto helado . [28] Si este es el caso, el radio del núcleo (372 km) es aproximadamente el 64% del radio de la luna, y su masa es alrededor del 56% de la masa de la luna; los parámetros están dictados por la composición de la luna. La presión en el centro de Ariel es de aproximadamente 0,3 GPa (3 kbar ). [28] El estado actual del manto helado no está claro. Actualmente se considera posible la existencia de un océano subterráneo, [30] aunque un estudio de 2006 sugiere que el calentamiento radiogénico por sí solo no sería suficiente para permitirlo. [28] Más investigaciones científicas concluyeron que es posible un océano submarino activo para las 4 lunas más grandes de Urano. [31] [32] [33]
Ariel es la más reflectante de las lunas de Urano. [7] Su superficie muestra un aumento de oposición : la reflectividad disminuye del 53% en un ángulo de fase de 0° ( albedo geométrico ) al 35% en un ángulo de aproximadamente 1°. El albedo de Bond de Ariel es aproximadamente del 23%, el más alto entre los satélites de Urano. [7] La superficie de Ariel es generalmente de color neutro. [34] Puede haber una asimetría entre los hemisferios delantero y trasero; [35] este último parece ser más rojo que el primero en un 2%. [h] La superficie de Ariel generalmente no demuestra ninguna correlación entre el albedo y la geología por un lado y el color por el otro. Por ejemplo, los cañones tienen el mismo color que el terreno lleno de cráteres. Sin embargo, los depósitos de impacto brillantes alrededor de algunos cráteres recientes son de un color ligeramente más azul. [34] [35] También hay algunas manchas ligeramente azules, que no corresponden a ninguna característica superficial conocida. [35]
La superficie observada de Ariel se puede dividir en tres tipos de terreno: terreno con cráteres, terreno con crestas y llanuras. [36] Las principales características de la superficie son cráteres de impacto , cañones , escarpes de fallas , crestas y depresiones . [37]
El terreno lleno de cráteres, una superficie ondulada cubierta por numerosos cráteres de impacto y centrada en el polo sur de Ariel, es la unidad geológica más antigua y geográficamente más extensa de la Luna . [36] Está atravesado por una red de escarpes, cañones (graben) y crestas estrechas que se encuentran principalmente en las latitudes medias del sur de Ariel. [36] Los cañones, conocidos como chasmata , [38] probablemente representan graben formados por fallas extensionales , que resultaron de tensiones tensionales globales causadas por la congelación del agua (o amoníaco acuoso) en el interior de la luna (ver más abajo). [20] [36] Tienen entre 15 y 50 km de ancho y tienden principalmente en dirección este o noreste. [36] Los suelos de muchos cañones son convexos; elevándose entre 1 y 2 km. [38] A veces, los pisos están separados de las paredes de los cañones por surcos (canales) de aproximadamente 1 km de ancho. [38] Los graben más anchos tienen surcos que recorren las crestas de sus pisos convexos, que se llaman valles . [20] El cañón más largo es Kachina Chasma , con más de 620 km de longitud (la característica se extiende hasta el hemisferio de Ariel que la Voyager 2 no vio iluminada). [37] [39]
El segundo tipo de terreno principal, el terreno accidentado, comprende bandas de crestas y valles de cientos de kilómetros de extensión. Limita el terreno lleno de cráteres y lo corta en polígonos. Dentro de cada banda, que puede tener entre 25 y 70 km de ancho, hay crestas y depresiones individuales de hasta 200 km de largo y entre 10 y 35 km. Las bandas de terreno accidentado a menudo forman continuación de cañones, lo que sugiere que pueden ser una forma modificada del graben o el resultado de una reacción diferente de la corteza a las mismas tensiones de extensión, como la falla frágil. [36]
El terreno más joven observado en Ariel son las llanuras: áreas lisas relativamente bajas que debieron haberse formado durante un largo período de tiempo, a juzgar por sus diferentes niveles de cráteres . [36] Las llanuras se encuentran en el fondo de los cañones y en algunas depresiones irregulares en medio del terreno lleno de cráteres. [20] En el último caso, están separados del terreno lleno de cráteres por límites definidos, que en algunos casos tienen un patrón lobulado. [36] El origen más probable de las llanuras es a través de procesos volcánicos; su geometría lineal de respiradero, que se asemeja a volcanes en escudo terrestres , y sus distintos márgenes topográficos sugieren que el líquido en erupción era muy viscoso, posiblemente una solución de agua y amoníaco superenfriada, siendo también posible el vulcanismo de hielo sólido. [38] El espesor de estos hipotéticos flujos de criolava se estima entre 1 y 3 km. [38] Por lo tanto, los cañones deben haberse formado en un momento en que todavía se estaba produciendo un repavimentación endógena en Ariel. [36] Algunas de estas áreas parecen tener menos de 100 millones de años, lo que sugiere que Ariel aún puede estar geológicamente activo a pesar de su tamaño relativamente pequeño y la falta de calentamiento de las mareas actuales. [40]
Ariel parece tener cráteres bastante uniformes en comparación con otras lunas de Urano; [20] la relativa escasez de grandes cráteres [i] sugiere que su superficie no data de la formación del Sistema Solar, lo que significa que Ariel debe haber resurgido por completo en algún momento de su historia. [36] Se cree que la actividad geológica pasada de Ariel fue impulsada por el calentamiento de las mareas en un momento en que su órbita era más excéntrica que en la actualidad. [25] El cráter más grande observado en Ariel, Yangoor , tiene sólo 78 km de diámetro, [37] y muestra signos de deformación posterior. Todos los grandes cráteres de Ariel tienen suelos planos y picos centrales, y pocos de ellos están rodeados por depósitos de eyecciones brillantes. Muchos cráteres son poligonales, lo que indica que su apariencia estuvo influenciada por la estructura de la corteza preexistente. En las llanuras llenas de cráteres hay algunas manchas de luz grandes (de unos 100 km de diámetro) que pueden ser cráteres de impacto degradados. Si este es el caso, serían similares a los palimpsestos de Ganímedes , la luna de Júpiter . [36] Se ha sugerido que una depresión circular de 245 km de diámetro ubicada a 10°S 30°E es una estructura de impacto grande y altamente degradada. [42]
Se cree que Ariel se formó a partir de un disco de acreción o subnebulosa; un disco de gas y polvo que existió alrededor de Urano durante algún tiempo después de su formación o fue creado por el impacto gigante que probablemente le dio a Urano su gran oblicuidad . [43] Se desconoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la mayor densidad de las lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que puede haber sido relativamente pobre en agua. [j] [20] Es posible que hayan estado presentes cantidades significativas de carbono y nitrógeno en forma de monóxido de carbono (CO) y nitrógeno molecular (N 2 ), en lugar de metano y amoníaco . [43] Las lunas que se formaron en tal subnebulosa contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica la mayor densidad. [20]
El proceso de acreción probablemente duró varios miles de años antes de que la Luna se formara por completo. [43] Los modelos sugieren que los impactos que acompañaron a la acreción causaron el calentamiento de la capa exterior de Ariel, alcanzando una temperatura máxima de alrededor de 195 K a una profundidad de aproximadamente 31 km. [44] Después del final de la formación, la capa subsuperficial se enfrió, mientras que el interior de Ariel se calentó debido a la desintegración de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [20] La capa cercana a la superficie que se enfriaba se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto provocó fuertes tensiones de extensión en la corteza lunar que alcanzaron estimaciones de 30 MPa , lo que pudo haber provocado grietas. [45] Algunas escarpas y cañones actuales pueden ser el resultado de este proceso, [36] que duró unos 200 millones de años. [45]
El calentamiento por acumulación inicial junto con la desintegración continua de elementos radiactivos y el probable calentamiento por marea pueden haber llevado al derretimiento del hielo si había presente un anticongelante como amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o algo de sal . [44] El derretimiento puede haber llevado a la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. [28] Es posible que se haya formado una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto en el límite entre el núcleo y el manto. La temperatura eutéctica de esta mezcla es de 176 K. [28] Sin embargo, es probable que el océano se haya congelado hace mucho tiempo. La congelación del agua probablemente provocó la expansión del interior, lo que pudo haber sido responsable de la formación de los cañones y la destrucción de la superficie antigua. [36] Los líquidos del océano pueden haber podido hacer erupción a la superficie, inundando los pisos de los cañones en el proceso conocido como criovulcanismo . [44] Un análisis más reciente concluyó que es probable que haya un océano activo en las 4 lunas más grandes de Urano; incluyendo específicamente a Ariel. [32]
El modelado térmico de Dione , la luna de Saturno , que es similar a Ariel en tamaño, densidad y temperatura superficial, sugiere que la convección en estado sólido podría haber durado en el interior de Ariel durante miles de millones de años, y que las temperaturas superiores a 173 K (el punto de fusión punto de amoníaco acuoso) puede haber persistido cerca de su superficie durante varios cientos de millones de años después de su formación, y cerca de mil millones de años más cerca del núcleo. [36]
La magnitud aparente de Ariel es 14,8; [10] similar al de Plutón cerca del perihelio . Sin embargo, mientras que Plutón puede verse a través de un telescopio de 30 cm de apertura , [46] Ariel, debido a su proximidad al resplandor de Urano, a menudo no es visible con telescopios de 40 cm de apertura. [47]
Las únicas imágenes cercanas de Ariel fueron obtenidas por la sonda Voyager 2 , que fotografió la Luna durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. La aproximación más cercana de la Voyager 2 a Ariel fue de 127.000 km (79.000 millas), significativamente menos que las distancias a todas las demás lunas de Urano excepto Miranda. [48] Las mejores imágenes de Ariel tienen una resolución espacial de unos 2 km. [36] Cubren alrededor del 40% de la superficie, pero sólo el 35% fue fotografiado con la calidad requerida para el mapeo geológico y el recuento de cráteres. [36] En el momento del sobrevuelo, el hemisferio sur de Ariel (como los de las otras lunas) apuntaba hacia el Sol, por lo que el hemisferio norte (oscuro) no pudo ser estudiado. [20] Ninguna otra nave espacial ha visitado jamás el sistema uraniano. [49] La posibilidad de enviar la nave espacial Cassini a Urano fue evaluada durante la fase de planificación de la extensión de su misión. [50] Se habrían necesitado unos veinte años para llegar al sistema de Urano después de abandonar Saturno, y estos planes fueron descartados a favor de permanecer en Saturno y, finalmente, destruir la nave espacial en la atmósfera de Saturno. [50]
El 26 de julio de 2006, el Telescopio Espacial Hubble captó un raro tránsito realizado por Ariel en Urano, que proyectaba una sombra que podía verse en las cimas de las nubes uranianas. Tales eventos son raros y solo ocurren alrededor de los equinoccios , ya que el plano orbital de la Luna alrededor de Urano está inclinado 98° con respecto al plano orbital de Urano alrededor del Sol. [51] Otro tránsito, en 2008, fue registrado por el Observatorio Europeo Austral . [52]
