Ambriel

Ambriel
Kəşf edən	Uilyam Lassel
Kəşf tarixi	24 oktyabr 1851
Böyük yarımoxu	266.300 km
Əyilməsi	0,0022 radian
Nəyin peykidir	Uran
Özünə xas ekssentrisitet	0,0039
Kütləsi	1,1717 ± 0,1349 yottagram
Orta sıxlığı	1,39 ± 0,16 q/sm³
Albedo	0,26
Görünən ulduz həcmi	14,5 ± 0,1

Ambriel — Uranın peyklərindən biri; 1851-ci il oktyabrın 24-də Villiam Lassell tərəfindən kəşf edilmişdir. Ariel ilə eyni zamanda kəşf edilmiş və Aleksandr Papanın "The Rape of the Lock" adlı əsərindəki bir obrazın adını daşıyır. Ambriel əsasən sərt suxurlara malik buzdan ibarətdir, ehtimal ki, bərk nüvəyə və buzlu mantiyaya malikdir. Ambrielin səthi digər Uran peyklərinə nisbətən daha qaranlıqdır və əsasən kənar təsirləri nəticəsində formalaşmışdır. Lakin, kanyonların mövcudluğu erkən endogen prosesləri büruzə verir və peykin köhnə səthinin məhv olmasına səbəb olan erkən endogenetik əsaslı bir səth yenilənmə hadisəsinə məruz qalmış olması ehtimal edilir.

Ambriel, diametri 210 km-ə (130 ml) çatan çoxsaylı zərbə kraterləri ilə əhatə olunmuşdur, Oberondan sonra Uranın ikinci ən çox kraterli peykidir. Ən görkəmli səth xüsusiyyəti Vunda kraterinin zirvəsində parlaq bir materialdır. Bu peyk, Uranın bütün peykləri kimi, ehtimal ki, meydana gəlməsindən sonra planetin ətrafını əhatə edən akressiya diskindən meydana gəlmişdir. Uran sistemi 1986-cı ilin yanvarında Voyager 2 kosmik gəmisi tərəfindən yalnız bir dəfə tədqiq edilmişdi. Ambrielin bir neçə şəkli çəkilmişdir ki, bu da peykin səthinin təxminən 40%-i əhatə edirdi.

Kəşfi və adı

Ambriel, başqa bir Uran peyki olan Ariel ilə birlikdə , Villiam Lassell tərəfindən 24 oktyabr 1851-ci ildə aşkar edilmişdir.^[2]^[3] Titan və Oberon kəşfi olan Villiam Herschel, XVIII əsrin sonlarında Uranın dörd əlavə peyki müşahidə etdiyini iddia etmişdi.^[4] Onun müşahidələri təsdiqlənməmişdir və bu dörd obyekt artıq saxta hesab edilmişdir.^[5]

Uranın bütün peykləri Villiam Shakespeare və ya Aleksandr Papanın yaratdığı obrazlara görə adlanır. Daha sonra tanınan Uranın dörd peykinin adları Lassellin tələbi ilə 1852-ci ildə John Herschel tərəfindən təklif edilmişdir.^[6] Bu peyk də Uran II olaraq adlandırılmışdır.^[3]

Orbit

Ambriel Uran ətrafında radiusu təxminən 266.000 km (165.000 mil) orbit üzrə dolanır, beş böyük peyk arasında planetdən üçüncü məsafədə olan Ambrielin orbitinin eksentristeti kiçikdir və Uranın ekvatoruna çox az nisbətdə meyl edir.^[7] Onun orbital firlanma dövrü 4,1 Yer günüdür və dolanma dönmə dövrü ilə ziddiyyət təşkil edir. Başqa sözlə desək, Ambriel sinxiron və ya qisamüddətli qapalı peykdir, bir üzü həmişə öz planetinə dönükdür.^[8] Ambrielin orbiti Uranın maqnitosferinin içərisində yerləşir.^[9] Bu vacibdir, çünki maqnetosferin içərisində (Ambriel kimi) fırlanan peyklərin arxa yarımkürələri planetlə birgə fırlanan magnetosferik plazma ilə bombardman edilir.^[10] Bu bombardman yaranan yarımkürələrin qaranlığına gətirib çıxara bilər ki, bu da Oberon xaricindəki bütün Uran peykləri üçün müşahidə olunur (aşağıda bax).^[9] Ambriel də 1986-cı ildə Voyager 2 tərəfindən müşahidə edilən peykin orbitinə yaxın enerjili hissəcik sayında müəyyən bir daldırma meydana gətirən magnetosferik yüklənmiş parçacıqların bir çöküntü kimi xidmət edir.^[11]

Uranın Günəşi demək olar ki, yan tərəfində yaydığı və planetin ekvatorial düzəldəki ayı (Ambriel də daxil olmaqla) orbitini həddindən artıq mövsümi dövrü əhatə edir. Həm şimal, həm də cənub qütbləri 42 il tam qaranlıqda, 42 il davamlı günəş işığında, Günəş isə günəşin hər tərəfində dirəklərdən birinə zenit yaxınlaşır. Voyager 2 flyby, təxminən, bütün şimal yarımkürəsinin unilümatlandırıldığı zaman, 1986-cı ilin yay günortadan sonra, Cənubi yarımkürə ilə üst-üstə düşdü. Uranın bir bərabər vəziyyəti və onun ekvatorial düzəldiyi Yer üzündən kəsdiyi hər 42 ildə bir dəfə, Uranın aylarının qarşılıqlı oxları mümkün olur. 2007-2008-ci illərdə Umitriel tərəfindən 15 sentyabr və 8 dekabr 2007-ci il tarixlərində Titania'nın iki oxuması, həmçinin Abram tərəfindən 1919-cu il 19 avqust tarixində Ariel tərəfindən bir sıra belə tədbirlər keçirilmişdir.

Hal-hazırda Ambriel digər Uranlı peyklərlə heç bir orbital rezonansa cəlb edilmir. Ancaq tarixində erkən, Miranda ilə 1: 3 rezonanslı ola bilərdi. Bu Mirandanın orbital eksantrikliyini artırdı, bu ayın daxili istilik və geoloji fəaliyyətinə yardımçı olurdu, Ambriel orbitinin isə daha az təsirlənəcəyi açıqlandı . Uranın aşağı püskürmə və peyklərinə nisbətən daha kiçik ölçülü olması səbəbiylə, aylar Yupiter və ya Saturndən daha orta hərəkət rezonansından daha asan qaça bilər. Miranda bu rezonansdan qaçdıqdan sonra (yəqin ki, anormal yüksək orbital meyl ilə nəticələnən bir mexanizm vasitəsilə) onun eksantrikliyi istilik qaynağını söndürmək olardı.

Tərkibi və daxili quruluşu

Ambriel Uran radiosunun ən böyük üçüncü və dördüncü böyük massividir. Ayın sıxlığı 1,39 q / sm3, , bunun əsasən suyun buzdan ibarət olduğunu göstərir.Sonuncu, tholin kimi tanınan ağır üzvi birləşmələri ehtiva edən qaya və karbonlu materialdan hazırlana bilər . Suyun varlığı ayın səthində kristal suyunuzun aşkar etdiyi infraqırmızı spektroskopik müşahidələrlə dəstəklənir. Ambrielin aparıcı yarımkürəsində suyun buzlanma əmsalları arxa yarımkürədən daha güclüdür . Bu asimmetrikliyin səbəbi məlum deyil, amma bu, yüklənmiş yarımkürədə daha güclü olan (plazmanın birgə fırlanma səbəbindən) güclü olan Uranusun magnetosferindən yüklənmiş hissəciklər tərəfindən bombardmana səbəb ola bilər. Enerji hissəcikləri buz suyunu pozur, klatrat hidrat kimi buzda qapalı metanı parçalamaq və digər orqanikləri qaraldırmaqla qaranlıq, karbon zəngin bir qalıq tərk edirlər.

Su istisna olmaqla, infraqırmızı spektroskopiya ilə Ambriel səthində müəyyən edilən yeganə digər tərkib hissəsi karbondioksiddir və əsasən yarımkürədədir. Karbondioksidin mənşəyi tamamilə aydın deyil. Uranın magnetosferindən və ya günəş ultraviyole radiasiyasından gələn enerjili yüklənmiş parçacıqların təsiri altında karbonat və ya üzvi maddələrdən yerli istehsal edilə bilər. Bu hipotez onun paylamasında asimmetriyi izah edərdi, çünki arxa yarımkürə aparıcı yarımkürədən daha sıx bir maqnitosfer təsirinə məruz qalır. Digər bir mənbə, Ambriel içərisində su buzla tələyə salınan ilk CO2-nin artmasıdır. CO2-nin içəridən qaçması bu ayda keçmiş geoloji aktivliyin nəticəsi ola bilər.

Ambriel buzlu mantiya ilə əhatə olunmuş qayalı bir nüvədə fərqlənə bilər. Əgər belədirsə, əsas (317 km) radius ayın radiusunun təxminən 54% -ni təşkil edir və kütləsi ayın kütləsinin təxminən 40% -ni təşkil edir. Parametrlər ayın tərkibinə əsaslanar. Ambriel mərkəzindəki təzyiq təxminən 0,24 GPa (2,4 kbar) təşkil edir. Bir yeraltı okeanının mövcudluğu ehtimalı az olmasına baxmayaraq, buzlu mantiyanın mövcud vəziyyəti qeyri-müəyyəndir.

Səth xüsusiyyətləri

Ambriel Ariel üçün 23% nisbətlə müqayisədə, yalnız 10% -dən çox Bond albedoya sahibdir. Ayın səthinin əksikliyi 0 ° -dən (geometrik albedo) bir faza baxımından 26% -dən təxminən 1 ° -ə yaxın bir şəkildə 19% -ə düşür. Bu fenomen müxalifətin dalğasıdır. Ambrielin səthi rənglərlə bir qədər mavi, təzə parlaq çöküntü əmələ gəldikdə (məsələn, Vunda kraterində) hətta göydür. Ön və arxa yarımkürələr arasında bir asimmetriya ola bilər; keçmişdən sonrakılardan daha çox qırmızı görünür. Səthlərin qışqırması, ehtimal ki, kosmosdan günəş sisteminin yaşı üzərindən yüklənmiş hissəciklər və mikrometeoritlər tərəfindən bombardmana məruz qalmışdır. Lakin, Ambrielin rəng asimetriyası, ehtimal ki, aparıcı yarımkürədə baş verəcək qeyri-müntəzəm peyklərdən, ehtimal ki, Uran sisteminin xarici hissələrindən gələn qırmızı bir materialın böyüməsi ilə nəticələnə bilər. Ambriel səthi nisbətən homojendir - albedo və ya rəngdə güclü dəyişiklik göstərmir.

Alimlər bu günə qədər Ambriel-kraterlərdəki geoloji xüsusiyyətlərdən yalnız bir növünü tanıyıblar. Ambrielin səthi Ariel və Titania'dan daha çox və daha böyük kraterlərə malikdir. Ən az geoloji fəaliyyət göstərir. Əslində, Uranlı peyklər arasında yalnız Oberon Ambrieldən daha çox təsir kraterləri var. Gözlənilən krater diametri, ən aşağı bilinən bir neçə kilometrdən ən böyük tanınmış krater Vokolo üçün 210 kilometr qədərdir. Ambrieldə bütün tanınmış kraterlər mərkəzi zirvələrə malikdir, lakin heç bir kraterin şüaları yoxdur.

Ambrielin ekvatoru yaxınlığında ən məşhur yerüstü xüsusiyyətlər var: Vunda katereri, təxminən 131 km diametri olan Vunda mərtəbəsində böyük bir zəngin parlaq materialı var və bu da təsir zonası ola bilər və ya karbon dioksid buzunun yerləşdirilməsidir. Terminatorda görülən yaxınlıq, parlaq ağızları olmayan, lakin parlaq mərkəzi zirvələri olan Vuver və Skynd kraterləridir. Ambrielin ekstremal profillərinin öyrənilməsi təxminən 400 km diametri və təxminən 5 km dərinlikə malik olan çox böyük təsir xüsusiyyətini ortaya qoymuşdur .

Uranusun digər peykləri kimi, Ambriel səthi şimal-qərbdən uzanan kanyonlar sistemi ilə kəsilir. Lakin, bu görüntülərin qlobal görünüşü və ümumiyyətlə, bu ayın görünüşü ilə geoloji xəritəyə mane olan sayəsində rəsmən tanınmırlar.

Ambrielin ağır krateri səthi, sonuncu Ağır Bombardmana görə sabit ola bilərdi. Qədim daxili fəaliyyətin yeganə əlamətləri kanyonlar və qaranlıq poliqonlardır - qaranlıq yamalar, onlardan yüzlərlə yüz kilometr arasında olan kompleks şəkillər. Poliqonlar, Voyager 2-nin təsvirlərinin dəqiq fotometriyasından müəyyən edilmiş və şimal-qərbdən uzanan Ambriel səthində daha az və ya bərabər paylanmışdır. Bəzi çoxbucaqlılar bir neçə kilometr dərinlikdə çöküntülərə cavab verir və erkən epikod tektonik fəaliyyəti zamanı yaradılmış ola bilərlər. Hal-hazırda Ambriel görünüşü nə qədər qaranlıq və vahid olduğuna dair heç bir izahat yoxdur. Onun səthi zərbə ilə qazılmış və ya partlayıcı vulkanik püskürmədə buraxılmış nisbətən ince bir qaranlıq material (yəni ürəbə materialı) örtülmüş ola bilər. Alternativ olaraq, Ambrielin qabığının tamamilə qaranlıq materialdan, bu da krater şüaları kimi parlaq xüsusiyyətlərin formalaşmasına mane olurdu. Bununla belə, Vunda içərisində parlaq xüsusiyyətin mövcudluğu bu hipotezə zidd görünür.

Mənşə və təkamül

Ambriel bir accretion disk və ya subnebula dən formalaşmışdır düşünülür; Uranus ətrafında yaranmış qaz və toz disklər meydana gəldikdən sonra və ya Uranın böyük obliquliyini verən böyük təsir ilə yaradılıb. Subnebulun dəqiq tərkibi məlum deyil; Buna baxmayaraq, Saturn ayı ilə müqayisədə Uranlı peyklərin yüksək sıxlığı nisbətən su kasıb ola biləcəyini göstərir. Əhəmiyyətli azot və karbon miqdarı karbon monoksit (CO) şəklində mövcud ola bilərdi. ammonyak və metan yerinə molekulyar azot (N2) daxildir. Belə bir subnebulada yaranan moons daha az su buz (CO və N2 ilə clathrate kimi) və daha çox qaya daha yüksək sıxlığı izah edəcəkdir.

Ambrielin həddi bir neçə min il davam etdi. Accretion müşayiət edən təsirlər ayın xarici təbəqəsinin istiləşməsinə səbəb oldu. Maksimum temperatur təxminən 180 km ətrafında təxminən 3 kilometr dərinliyə çatdı. Formanın bitməsindən sonra yeraltı təbəqə soyudulur, Ambriel isə içərisində radioaktiv elementlərin çöküntülərindən qaynaqlanır. Soyuducu yaxın səth təbəqəsi müqavimət göstərdi, daxili isə genişləndi. Bu, peykin qabığında güclü genişlənmə zərbələrinə gətirib çıxardı ki, bu da krekinqaya gətirib çıxardı. Bu proses, ehtimal ki, təxminən 200 milyon il davam etdi və hər hansı bir endojen fəaliyyətin milyardlarla il əvvəl dayandırıldığını göstərir.

Ammonyak (ammiak hidrat şəklində) və ya bir duz kimi bir antifriz varsa, radioaktiv elementlərin davamlı çürüməsi ilə birlikdə ilkin qidalandırıcı istilik buzların əriməsinə gətirib çıxardı Bu ərimədə buzların qayalardan ayrılması və buzlu mantiya ilə əhatə olunmuş qayalı bir cismin formalaşmasına gətirib çıxardı. Çökünmüş ammonyaya malik zəngin bir maye (okean) təbəqəsi əsas mantiya sərhədində formalaşmış ola bilər. Bu qarışığın eutektik temperaturu 176 K-dir. Lakin okean uzun müddət əvvəl dondurulmuş ola bilər. [23] Uranyalı ayınlar arasında Ambriel ən az endogenik resurfacing proseslərinə məruz qalmışdır Digər Uranlı peyklər kimi çox ola bilər, baxmayaraq ki, çox erkən bir resurfacing hadisəsidir.

İstinadlar

↑ https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J.
↑ Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15–17.
↑ ¹ ² Lassell, William (December 1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal. 2(33): 70.
↑ Herschel, William, Sr. (1 January 1798). "On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus. The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 88: 47–79.
↑ Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8(3): 44–47.
↑ Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (in German). 34: 325.
↑ "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters" Arxivləşdirilib 2011-08-10 at the Wayback Machine. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
↑ Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 July 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233 (4759): 43–64.
↑ ¹ ² Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 2006). "Distributions of H₂O and CO₂ ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus. 184 (2): 543–555.
↑ Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (July 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science. 233 (4759): 85–89.
↑ Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; Cheng, A. F.; Gloeckler, G.; Hamilton, D. C.; Keath, E. P.; Lanzerotti, L. J.; Mauk, B. H. (4 July 1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment". Science. 233 (4759): 97–102.

Xarici keçidlər

"Umbriel Profile". NASA's Solar System Exploration. avqust 26, 2009 tarixində orijinalından arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: oktyabr 10, 2009.
Lassell, Herrn W. "Entdeckung von 2 neuen Uranus Trabanten". Astronomische Nachrichten (German). 33 (17). 1852: 259–262. Bibcode:1851AN.....33..259L. doi:10.1002/asna.18520331707.
"Edge-on!". Very Large Telescope. August 23, 2007. İstifadə tarixi: 2010-01-14.
Umbriel page (including a labelled map of Umbriel) at Views of the Solar System
Umbriel Nomenclature from the USGS Planetary Nomenclature web site

[_41112f812e955c5f-1] ttps://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103.2068J.

[2] Lassell, W. (1851). "On the interior satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 12: 15–17.

[Lassell,_William_1851-3] ¹ ² Lassell, William (December 1851). "Letter from William Lassell, Esq., to the Editor". Astronomical Journal. 2(33): 70.

[4] Herschel, William, Sr. (1 January 1798). "On the Discovery of Four Additional Satellites of the Georgium Sidus. The Retrograde Motion of Its Old Satellites Announced; And the Cause of Their Disappearance at Certain Distances from the Planet Explained". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 88: 47–79.

[5] Struve, O. (1848). "Note on the Satellites of Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8(3): 44–47.

[6] Lassell, W. (1852). "Beobachtungen der Uranus-Satelliten". Astronomische Nachrichten (in German). 34: 325.

[7] "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters" Arxivləşdirilib 2011-08-10 at the Wayback Machine. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.

[8] Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Beebe, A.; Bliss, D.; Boyce, J. M.; Brahic, A.; Briggs, G. A.; Brown, R. H.; Collins, S. A. (4 July 1986). "Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results". Science. 233 (4759): 43–64.

[Grundy,_W._M._2006-9] ¹ ² Grundy, W. M.; Young, L. A.; Spencer, J. R.; Johnson, R. E.; Young, E. F.; Buie, M. W. (October 2006). "Distributions of H₂O and CO₂ ices on Ariel, Umbriel, Titania, and Oberon from IRTF/SpeX observations". Icarus. 184 (2): 543–555.

[10] Ness, Norman F.; Acuña, Mario H.; Behannon, Kenneth W.; Burlaga, Leonard F.; Connerney, John E. P.; Lepping, Ronald P.; Neubauer, Fritz M. (July 1986). "Magnetic Fields at Uranus". Science. 233 (4759): 85–89.

[11] Krimigis, S. M.; Armstrong, T. P.; Axford, W. I.; Cheng, A. F.; Gloeckler, G.; Hamilton, D. C.; Keath, E. P.; Lanzerotti, L. J.; Mauk, B. H. (4 July 1986). "The Magnetosphere of Uranus: Hot Plasma and Radiation Environment". Science. 233 (4759): 97–102.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]