Ariel (luna)
La cuarta luna más grande de Urano

Ariel
La cara oscura de Ariel, cortada por valles y marcada por cráteres, aparece mitad a la luz del sol y mitad a la sombra.
Ariel en escala de grises tal como la fotografió la Voyager 2 en 1986. Se ven extensos fosas tectónicas , incluida la Kachina Chasmata en la parte superior de la imagen.
Descubrimiento
Descubierto porWilliam Lassell
Fecha de descubrimiento24 de octubre de 1851
Designaciones
Designación
Urano I
Pronunciación/ ˈ ɛər i ə l / o / ˈ ær i ə l / [1]
AdjetivosArieliano / ær i ˈ iː l i ə n / [2]
Características orbitales [3]
190 900  kilómetros
Excentricidad0,0012
2.520  días
5,51 kilómetros por segundo [a]
Inclinación0,260° (al ecuador de Urano)
Satélite deUrano
Características físicas
Dimensiones1162,2 × 1155,8 × 1155,4 kilómetros [4]
578,9 ± 0,6 kilómetros (0,0908 Tierras ) [4]
4 211 300  kilómetros cuadrados [b]
Volumen812 600 000  kilómetros 3 [c]
Masa(1,2331 ± 0,0180) × 10 21  kg [6]
Densidad media
1,517 g/cm3 ( calculado)
0,246 m/s2 [ d]
0,533 kilómetros por segundo [e]
sincrónico
Albedo
  • 0,53 (geométrico)
  • 0,23 (enlace) [7]
Temperatura de la superficie .mín.significarmáximo
solsticio [8] [9]?≈ 60 mil84 ± 1 K
14.8 (banda R) [10]

Ariel es la cuarta luna más grande de Urano . Ariel orbita y gira en el plano ecuatorial de Urano , que es casi perpendicular a la órbita de Urano, por lo que la luna tiene un ciclo estacional extremo.

Fue descubierta el 24 de octubre de 1851 [11] por William Lassell y recibió su nombre en honor a un personaje de dos obras literarias diferentes. A fecha de 2019, gran parte del conocimiento detallado sobre Ariel se deriva de un único sobrevuelo de Urano realizado por la sonda espacial Voyager 2 en 1986, que logró obtener imágenes de 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 en torno a Urano .

Después de Miranda , Ariel es el segundo satélite más cercano de los cinco principales satélites redondeados de Urano. Es una de las más pequeñas de las 20 lunas esféricas conocidas del Sistema Solar (ocupa el puesto 14 entre ellas en diámetro) y se cree que está compuesta por partes aproximadamente iguales de hielo y material rocoso. Su masa es aproximadamente igual en magnitud a la hidrosfera de la Tierra .

Al igual que todas las lunas de Urano, Ariel probablemente se formó a partir de un disco de acreción que rodeó al planeta poco después de su formación y, al igual que otras lunas grandes, es probable que 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 craterizado atravesado por un sistema de escarpes , cañones y crestas . La superficie muestra signos de actividad geológica más reciente que otras lunas de Urano, muy probablemente debido al calentamiento por mareas .

Descubrimiento y nombre

Descubierto el 24 de octubre de 1851 por William Lassell , recibe su nombre de un espíritu del cielo que aparece en el poema de Alexander Pope de 1712 The Rape of the Lock y en La tempestad de Shakespeare .

Tanto Ariel como el satélite uraniano ligeramente más grande Umbriel fueron descubiertos por William Lassell el 24 de octubre de 1851. [12] [13] Aunque William Herschel , quien descubrió las dos lunas más grandes de Urano, Titania y Oberón en 1787, afirmó haber observado cuatro lunas adicionales, [14] esto nunca fue confirmado y ahora se piensa que esos cuatro objetos son espurios. [15] [16] [17]

Todas las lunas de Urano reciben su nombre de personajes de las obras de William Shakespeare o de El rapto del mechón de Alexander Pope . Los nombres de los cuatro satélites de Urano conocidos en ese momento fueron sugeridos por John Herschel en 1852 a petición de Lassell, [18] aunque no se sabe con certeza si Herschel ideó los nombres o si Lassell lo hizo y luego solicitó el permiso de Herschel. [19] Ariel recibe su nombre de la sílfide principal de El rapto del mechón . [20] También es el nombre del espíritu que sirve a Próspero en La tempestad de Shakespeare . [21] La luna también se designa como Urano I. [ 13]

Órbita

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 inclinada muy poco en relación con el ecuador de Urano. [3] Su período orbital es de alrededor de 2,5 días terrestres, coincidente con su período de rotación . Esto significa que un lado de la luna siempre está de cara al planeta; una condición conocida como bloqueo de marea . [22] 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 corrota con el planeta. [23] Este bombardeo puede provocar el oscurecimiento de los hemisferios posteriores observados en todas las lunas de Urano excepto Oberón (ver más abajo). [8] Ariel también captura partículas magnetosféricas cargadas, 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. [24]

Como 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 directamente 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 noche o luz diurna permanentes alrededor de los solsticios, los polos de Ariel ven noche o luz diurna permanentes 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 a oscuras. Una vez cada 42 años, cuando Urano tiene un equinoccio y su plano ecuatorial intersecta la Tierra, se vuelven posibles las ocultaciones mutuas de las lunas de Urano. Varios de estos eventos ocurrieron entre 2007 y 2008, incluida una ocultación de Ariel por parte de Umbriel el 19 de agosto de 2007. [25]

Actualmente Ariel no está involucrada en ninguna resonancia orbital con otros satélites de Urano. En el pasado, sin embargo, puede haber estado en una resonancia 5:3 con Miranda , que podría haber sido parcialmente responsable del calentamiento de esa luna (aunque el calentamiento máximo atribuible a una resonancia 1:3 anterior de Umbriel con Miranda fue probablemente unas tres veces mayor). [26] Ariel puede haber estado alguna vez atrapada en la resonancia 4:1 con Titania, de la que más tarde escapó. [27] 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 . [27] Esta resonancia, que probablemente se encontró hace unos 3.800 millones de años, habría aumentado la excentricidad orbital de Ariel , lo que resultó en fricción de marea debido a las fuerzas de marea variables en el tiempo de Urano. Esto habría provocado un calentamiento del interior de la luna de hasta 20  K. [27]

Composición y estructura interna

Comparación del tamaño de la Tierra , la Luna y Ariel.

Ariel es la cuarta luna más grande de Urano por tamaño y masa . También es la decimocuarta luna más grande del Sistema Solar . La densidad de la luna es de 1,52 g/cm 3 , 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 . [22] 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 de hielo de agua son más fuertes en el hemisferio anterior de Ariel que en su hemisferio posterior. [8] La causa de esta asimetría no se conoce, 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 hacer estallar el hielo de agua, descomponer el metano atrapado en el hielo como hidrato de clatrato y oscurecer otros compuestos orgánicos, dejando atrás un residuo oscuro rico en carbono . [8]

Aparte del agua, se han identificado otros dos compuestos en la superficie de Ariel mediante espectroscopia infrarroja . El primero es el dióxido de carbono (CO2 ) , que se concentra principalmente en su hemisferio posterior. Ariel muestra la evidencia espectroscópica más fuerte de CO2 de todos los satélites uranianos [8] , y fue el primer satélite uraniano en el que se descubrió este compuesto [8] . El origen del dióxido de carbono no está completamente claro. Podría producirse localmente a partir de carbonatos o materiales orgánicos bajo la influencia de las partículas cargadas energéticas que provienen de la magnetosfera de Urano o la radiación ultravioleta solar . Esta hipótesis explicaría la asimetría en su distribución, ya que el hemisferio posterior está sujeto a una influencia magnetosférica más intensa que el hemisferio anterior. Otra posible fuente es la desgasificación del CO2 primordial atrapado por el hielo de agua en el interior de Ariel. El escape de CO2 del interior puede estar relacionado con la actividad geológica pasada en esta luna [8] .

El segundo compuesto identificado por su característica en la longitud de onda de 2,2 μm en Ariel es el amoníaco , que se distribuye de forma más o menos homogénea sobre la superficie. La presencia de amoníaco puede indicar que Ariel estuvo geológicamente activo en el pasado reciente. [30]

Dado su tamaño, composición de roca/hielo y la posible presencia de sal o amoniaco 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, [31] 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 que exista un océano submarino activo para las 4 lunas más grandes de Urano. [32] [33] [34]

Superficie

Se ve el hemisferio inferior de Ariel, rojizo y oscuro, con grietas y cráteres que bordean el borde.
La imagen en color de Ariel de mayor resolución tomada por la Voyager 2. En la parte inferior derecha se ven cañones con fondos cubiertos por llanuras suaves. El brillante cráter Laica se encuentra en la parte inferior izquierda.

Albedo y color

Ariel es la luna más reflectante de Urano. [7] Su superficie muestra una oleada 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 de aproximadamente el 23%, el más alto entre los satélites uranianos. [7] La ​​superficie de Ariel es generalmente de color neutro. [35] Puede haber una asimetría entre los hemisferios delantero y trasero; [36] el último parece ser más rojo que el primero en un 2%. [g] 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 color ligeramente más azul. [35] [36] También hay algunas manchas ligeramente azules, que no corresponden a ninguna característica superficial conocida. [36]

Características de la superficie

La superficie observada de Ariel se puede dividir en tres tipos de terreno: terreno craterizado, terreno crestado y llanuras. [37] Las principales características de la superficie son cráteres de impacto , cañones , escarpes de fallas , crestas y depresiones . [38]

rasgos oscuros y angulares cortados por suaves barrancos en triángulos, proyectados en alto contraste por la luz del sol
Graben (chasmata) cerca del terminador de Ariel . Sus suelos están cubiertos por material liso, posiblemente extruido desde abajo a través del criovulcanismo . Varios están cortados por surcos centrales sinuosos , por ejemplo, los valles Sprite y Leprechaun por encima y por debajo del horst triangular cerca del fondo.

El terreno craterizado, 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 . [37] Está atravesada por una red de escarpes, cañones (graben) y crestas estrechas que se encuentran principalmente en las latitudes medias-meridionales de Ariel. [37] Los cañones, conocidos como chasmata , [39] 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). [22] [37] Tienen entre 15 y 50 km de ancho y tienden principalmente en dirección este o noreste. [37] Los pisos de muchos cañones son convexos; se elevan entre 1 y 2 km. [39] A veces, los pisos están separados de las paredes de los cañones por surcos (canales) de aproximadamente 1 km de ancho. [39] Los fosos más anchos tienen surcos que recorren las crestas de sus suelos convexos, que se denominan valles . [22] 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 iluminado). [38] [40]

El segundo tipo de terreno principal, el terreno acanalado, comprende bandas de crestas y depresiones de cientos de kilómetros de extensión. Limita el terreno craterizado y lo divide 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 de distancia. Las bandas de terreno acanalado a menudo forman continuaciones de cañones, lo que sugiere que pueden ser una forma modificada del foso o el resultado de una reacción diferente de la corteza a las mismas tensiones de extensión, como una falla frágil. [37]

Un trozo de la superficie observada se ilumina en azul claro, contra un disco en blanco que representa el diámetro entero de la luna.
Mapa de Ariel en falso color. El cráter no circular prominente que se ve debajo y a la izquierda del centro es Yangoor . Parte de él se borró durante la formación de terreno escarpado a través de la tectónica extensional .

El terreno más joven observado en Ariel son las llanuras: áreas suaves y relativamente bajas que deben haberse formado durante un largo período de tiempo, a juzgar por sus diferentes niveles de craterización . [37] Las llanuras se encuentran en los suelos de los cañones y en unas pocas depresiones irregulares en medio del terreno craterizado. [22] En el último caso, están separadas del terreno craterizado por límites agudos, que en algunos casos tienen un patrón lobulado. [37] El origen más probable de las llanuras es a través de procesos volcánicos; su geometría de ventilación lineal, parecida a los volcanes escudo terrestres , y los márgenes topográficos distintivos sugieren que el líquido erupcionado era muy viscoso, posiblemente una solución de agua/amoníaco superenfriada, con vulcanismo de hielo sólido también como una posibilidad. [39] El espesor de estos hipotéticos flujos de criolava se estima en 1-3 km. [39] Por lo tanto, los cañones deben haberse formado en un momento en el que todavía se estaba produciendo una renovación endógena de la superficie en Ariel. [37] 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 mareal actual. [41]

Ariel parece tener una cantidad bastante uniforme de cráteres en comparación con otras lunas de Urano; [22] la relativa escasez de cráteres grandes [h] sugiere que su superficie no data de la formación del Sistema Solar, lo que significa que Ariel debe haber sido completamente renovada en algún momento de su historia. [37] 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 actualmente. [27] El cráter más grande observado en Ariel, Yangoor , tiene solo 78 km de ancho, [38] y muestra signos de deformación posterior. Todos los cráteres grandes en Ariel tienen pisos planos y picos centrales, y pocos de los cráteres están rodeados por depósitos de eyección brillantes. Muchos cráteres son poligonales, lo que indica que su apariencia fue influenciada por la estructura de la corteza preexistente. En las llanuras llenas de cráteres hay algunos parches claros grandes (de aproximadamente 100 km de diámetro) que pueden ser cráteres de impacto degradados. Si este es el caso, serían similares a los palimpsestos en la luna Ganimedes de Júpiter . [37] 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. [43]

Origen y evolución

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 . [44] No se conoce la composición precisa de la subnebulosa; sin embargo, la mayor densidad de lunas de Urano en comparación con las lunas de Saturno indica que puede haber sido relativamente pobre en agua. [i] [22] Es posible que haya habido cantidades significativas de carbono y nitrógeno en forma de monóxido de carbono (CO) y nitrógeno molecular (N 2 ), en lugar de metano y amoníaco . [44] Las lunas que se formaron en una subnebulosa de este tipo contendrían menos hielo de agua (con CO y N 2 atrapados como clatrato) y más roca, lo que explica la mayor densidad. [22]

El proceso de acreción probablemente duró varios miles de años antes de que la luna se formara completamente. [44] 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 unos 31 km. [45] Después del final de la formación, la capa del subsuelo se enfrió, mientras que el interior de Ariel se calentó debido a la descomposición de los elementos radiactivos presentes en sus rocas. [22] La capa cercana a la superficie que se enfrió se contrajo, mientras que el interior se expandió. Esto causó fuertes tensiones de extensión en la corteza de la luna que alcanzaron estimaciones de 30 MPa , lo que puede haber provocado grietas. [46] Algunas escarpaduras y cañones actuales pueden ser el resultado de este proceso, [37] que duró unos 200 millones de años. [46]

El calentamiento por acreción inicial junto con la desintegración continua de elementos radiactivos y probablemente el calentamiento por mareas pueden haber llevado a la fusión del hielo si estaba presente un anticongelante como el amoníaco (en forma de hidrato de amoníaco ) o algo de sal . [45] La fusión puede haber llevado a la separación del hielo de las rocas y la formación de un núcleo rocoso rodeado por un manto helado. [28] Una capa de agua líquida (océano) rica en amoníaco disuelto puede haberse formado en el límite núcleo-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 llevó a la expansión del interior, que puede haber sido responsable de la formación de los cañones y la obliteración de la superficie antigua. [37] Los líquidos del océano pueden haber podido entrar en erupción a la superficie, inundando los suelos de los cañones en el proceso conocido como criovulcanismo . [45] Un análisis más reciente concluyó que es probable que exista un océano activo en las cuatro lunas más grandes de Urano, incluyendo específicamente a Ariel. [33]

El modelado térmico de la luna de Saturno Dione , 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 temperaturas superiores a 173 K (el punto de fusión del amoníaco acuoso) pueden 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. [37]

Observación y exploración

El planeta Urano se ve a través del telescopio Hubble, su atmósfera está definida por bandas de azul eléctrico y verde. Ariel aparece como un punto blanco flotando sobre él, proyectando una sombra oscura debajo.
Imagen del telescopio espacial Hubble de Ariel en tránsito por Urano, con sombra incluida

La magnitud aparente de Ariel es 14,8; [10] similar a la de Plutón cerca del perihelio . Sin embargo, mientras que Plutón puede verse a través de un telescopio de 30 cm de apertura , [47] Ariel, debido a su proximidad al resplandor de Urano, a menudo no es visible para telescopios de 40 cm de apertura. [48]

Las únicas imágenes de cerca de Ariel fueron obtenidas por la sonda Voyager 2 , que fotografió la luna durante su sobrevuelo de Urano en enero de 1986. El acercamiento más cercano de la Voyager 2 a Ariel fue de 127.000 km (79.000 mi), significativamente menor que las distancias a todas las demás lunas de Urano excepto Miranda. [49] Las mejores imágenes de Ariel tienen una resolución espacial de unos 2 km. [37] Cubren alrededor del 40% de la superficie, pero solo el 35% fue fotografiado con la calidad requerida para el mapeo geológico y el recuento de cráteres. [37] En el momento del sobrevuelo, el hemisferio sur de Ariel (como los de las otras lunas) apuntaba hacia el Sol, por lo que no se pudo estudiar el hemisferio norte (oscuro). [22] Ninguna otra nave espacial ha visitado nunca el sistema de Urano. [50] La posibilidad de enviar la nave espacial Cassini a Urano se evaluó durante su fase de planificación de la extensión de la misión. [51] Habría llevado unos veinte años llegar al sistema de Urano después de salir de Saturno, y estos planes fueron descartados a favor de permanecer en Saturno y eventualmente destruir la nave espacial en la atmósfera de Saturno. [51]

Tránsitos

El 26 de julio de 2006, el telescopio espacial Hubble captó un tránsito poco común de Ariel sobre Urano, que proyectó una sombra que podía verse en las cimas de las nubes uranianas. Este tipo de eventos son poco frecuentes 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. [52] Otro tránsito, en 2008, fue registrado por el Observatorio Europeo Austral . [53]

Véase también

Notas

  1. ^ Calculado sobre la base de otros parámetros.
  2. ^ Área de superficie derivada del radio r  : . 4 π a 2 {\displaystyle 4\pi r^{2}}
  3. ^ Volumen v derivado del radio r  : . 4 π a 3 / 3 {\displaystyle 4\pi r^{3}/3}
  4. ^ Gravedad superficial derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r  : . GRAMO metro / a 2 Estilo de visualización Gm/r^{2}}
  5. ^ Velocidad de escape derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r  : √ 2Gm/r .
  6. ^ Las cinco lunas principales son Miranda , Ariel, Umbriel , Titania y Oberón.
  7. ^ El color está determinado por la relación de los albedos observados a través de los filtros Voyager verde (0,52–0,59 μm) y violeta (0,38–0,45 μm). [35] [36]
  8. ^ La densidad superficial de cráteres de más de 30 km de diámetro varía de 20 a 70 por millón de km2 en Ariel, mientras que es de aproximadamente 1800 en Oberon o Umbriel. [42]
  9. ^ Por ejemplo, Tetis , una luna de Saturno, tiene una densidad de 0,97 g/cm 3 , lo que significa que está compuesta en más del 90% de agua. [8]

Referencias

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Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Ariel (luna) .
  • Perfil de Ariel en el sitio de exploración del sistema solar de la NASA
  • AN, 33 (1852) 257/258
  • Mapa base de Ariel derivado de imágenes de la Voyager
  • Página de Ariel (incluye mapas etiquetados de Ariel) en Vistas del Sistema Solar
  • Archivo de la NASA de imágenes de Ariel publicadas públicamente
  • Imágenes en 3D y vídeos de sobrevuelo de Ariel y otros satélites del sistema solar exterior de Paul Schenk
  • Nomenclatura de Ariel del sitio web de nomenclatura planetaria del USGS
  • Ted Stryk: Revelando los lados nocturnos de las lunas de Urano
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