天卫一

天王星的卫星

天卫一（Ariel，常译为艾瑞尔）是27个已知的天王星卫星中的第四大卫星。天卫一在天王星的赤道平面内公转和自转，该赤道平面几乎垂直于天王星的公转轨道，因此具有极端的季节性周期。它是由威廉·拉塞尔（William Lassell）于1851年10月24日发现的，并以两种不同文学作品中的角色命名。对天卫一的详细了解几乎都来自1986年飞掠天王星系统的旅行者2号，它拍摄了该卫星约35％的表面。尽管有人提出了天王星轨道器和探测器等各种概念，但尚无积极的计划来更详细地研究该卫星。

发现与命名

天卫一由威廉·拉塞尔（William Lassell）于1851年10月24日发现，并因亚历山大·蒲柏（Alexander Pope）的《夺发记》和威廉·莎士比亚的《暴风雨》中的天空精灵而得名。威廉·拉塞尔于1851年10月24日发现了天卫一和稍大的天卫二。天王星的所有卫星均以威廉·莎士比亚或亚历山大·蒲柏作品中的人物命名。约翰·赫歇尔（John Herschel）在威廉·拉塞尔的要求下，在1852年提出了当时已知的所有四颗天王星卫星的名称。天卫一（Ariel）以《夺发记》中的领头的天空精灵命名。这也是在莎士比亚的《暴风雨》中为普洛斯彼罗(Prospero)服务的精灵之名。天卫一也被称为Uranus I。约翰·赫歇尔的父亲威廉·赫歇尔（William Herschel）于1787年发现了天王星的两个最大卫星天卫三（Titania）和天卫四（Oberon），此外他还声称观测到另外四个卫星，但从未得到证实，后来认为这四个天体并不存在。

轨道

在天王星的五个主要卫星中，天卫一是离天王星第二近的，轨道半长径约190000千米。它的轨道偏心率较小，相对于天王星赤道的轨道倾角很小。它的轨道周期约为2.5地球日，与它的自转周期一致。这一种称为潮汐锁定的状态，意味着该卫星的一侧始终面对着行星。天卫一的轨道完全位于天王星的磁层内部。像天卫一这样的磁层内部运行的无大气卫星的后随半球（与其轨道运行方向相反），会被与行星共同旋转的磁层等离子体轰击。这种轰炸可能导致除了天卫四之外的所有天王星都观测到的后随半球暗化的现象（见下文）。天卫一捕获了磁层带电粒子，在旅行者2号于1986年观测到的该卫星轨道附近产生了高能粒子数的明显下降。

由于天卫一像天王星一样，相对于其赤道几乎躺着绕太阳公转，因此它的北半球和南半球在至日（夏至或冬至）都直接朝向或直接背向太阳。这意味着它受极端季节周期的影响，就像地球的两极在至日前后看到极夜和极昼一样，天卫一的两极在每半个天王星年（42地球年）内出现极夜和极昼，两极之一附近的太阳在每个至日接近其天顶位置。旅行者2号正巧于1986年至日时飞掠，当时几乎整个北半球都是黑暗的。每隔42年，当天王星到达其分点（春分或秋分）位置，其赤道平面与地球相交时，天王星卫星相互掩食将成为可能。 2007-2008年发生了许多此类事件，包括2007年8月19日天卫二对天卫一的掩食。

天卫一没有参与与其他天王星卫星的任何轨道共振。但是在过去它可能与天卫五（Miranda）发生5：3共振，这可能部分导致了该卫星的加热（尽管最大的加热可能归因于天卫二与天卫五以前的1：3共振大约三倍）。天卫一可能曾经被锁定在与天卫三的4：1共振中，后来逃脱了。由于天王星的扁率较小，因此相对于木星或土星的卫星，天王星的卫星的平均运动共振要容易得多。这种共振可能发生在大约38亿年前，它会增加天卫一的轨道偏心率，导致天王星产生的随时间变化的潮汐力而导致的潮汐摩擦。这会使该卫星内部变暖多达20K。

组成与内部结构

天卫一在体积上是天王星的第四大卫星，并且可能在质量上是第三大卫星。天卫一密度为1.66 g/cm3，这表明它由大致相等的水冰块和致密的非冰物质组成。非冰物质可能由岩石和含碳物质构成，后者包括被称为托林（Tholins）的较重的有机化合物。红外光谱观测证实了水冰的存在，该观测揭示了该卫星表面的结晶水冰是多孔的，因此几乎没有太阳热量能传递到下层。在天卫一的前导半球上，水冰吸收带比在其后随半球上强。这种不对称的原因尚不清楚，但可能与来自天王星磁层带电粒子的轰击有关，后者在后随半球上更强（由于等离子体的共同旋转）。高能粒子倾向于溅射水冰，分解水冰中作为包合水合物形式存在的甲烷，并使其他有机物变黑，从而留下深色的富含碳的残留物。

除水外，通过红外光谱法在天卫一表面上识别出的其他化合物仅有二氧化碳（CO2），其主要集中在其后随半球。天卫一呈现了所有天王星卫星中最强的二氧化碳光谱证据，也是第一颗发现有二氧化碳的天王星卫星。二氧化碳的来源尚不完全清楚。在天王星的磁层或太阳紫外线辐射产生的高能带电粒子的作用下，它可能是由本地碳酸盐或有机物质产生的。该假设可以解释其分布的不对称性，因为后随半球比前导半球受到更强烈的磁层影响。另一个可能的来源是天卫一内部被水冰捕获的原始CO2被释放出来。二氧化碳从内部逸出可能与该卫星过去的地质活动有关。

鉴于其大小，岩石/冰的成分以及溶液中可能存在的盐或氨来降低水的凝固点，天卫一的内部可能会分化成被冰质地幔包围的岩石核心。在这种情况下，核心的半径（372千米）约为该卫星半径的64％，其质量约为该卫星质量的56％，这些参数由该卫星的成分决定。天卫一中心的压力约为0.3GPa（3千巴）。尽管某些人认为不大可能存在地下海洋，但另一些人认为冰冻地幔的当前状态尚不清楚。

表面

反照与颜色

天卫一是天王星卫星的最反射率最高的。它的表面显示出相反的波动，反射率（几何反照率）从相位角为0°时的53％降低到相位角约1°时的35％。天卫一的光谱反照率约为23％，是天王星中最高的。天卫一的表面通常是中性色。前导半球和后随半球之间可能存在不对称性；后者似乎比前导半球略微红2％。一方面，天卫一的表面通常不表现出反照率和地质之间的任何关联，而另一方面反照率与颜色之间的也没有任何关联。例如，峡谷的颜色与多坑地形相同。但是，一些较新的撞击坑周围明亮的撞击沉积物的颜色略偏蓝色。还有一些略带蓝色的斑点，与任何已知的表面特征都不对应。

表面特征

观测到的天卫一表面可以分为三种地形类型：多坑地形，山脊地形和平原。主要表面特征是撞击坑，峡谷，断层陡坡，山脊和低谷。多坑地形是以天卫一的南极为中心，覆盖着众多撞击坑的起伏表面，是该卫星最古老、地理分布最广的地质单元。多坑地形与陡峭的峡谷，地堑和狭窄的山脊组成的网络相互交织，这种情况主要分布在天卫一的中南部纬度。峡谷可能代表由伸展断层形成的地堑，这是由于月球内部水（或氨水）冻结（见下文）而引起的全球拉伸应力所致。它们的宽度为15至50千米，并且主要在东，东北方向发展。许多峡谷的地面都是凸起的，能够上升1-2千米。有些情况下平台通过约1千米宽的凹槽（谷）与峡谷壁隔开。最宽的地堑在其凸出的平台顶峰上有凹槽，这些凹槽被称为山谷。最长的峡谷是Kachina Chasma，全长超过620千米（该特征延伸到旅行者2无法观察到的天卫一半球）。

第二种主要地形类型为山脊地形，包括绵延数百千米的由山脊和低谷组成的带状地形。这限制了多坑地形并将其切割成各种多边形。每条带状地形内，独立的山脊和低谷的宽度可能长达25至70千米，最长可达200千米，相距10至35千米。带状的山脊地形经常形成连绵的峡谷，表明它们可能是地堑的改良形式，或者是地壳对相同的拉伸应力（例如脆性破坏）做出不同反应的结果。

在天卫一上观察到的最年轻的地形是平原，根据不断变化撞击坑形成速度，形成相对较低的平坦区域必须是很长一段时间的过程。平原位于峡谷的底部上以多坑地形中的一些不规则凹陷处。在后一种情况下，它们被陡峭的边界与多坑地形隔开，在某些情况下边界呈叶状。这些平原最可能的起源是火山过程。它们的线性喷口呈几何形状，类似于地球上的盾状火山，独特的地形边缘表明喷出的液体非常粘稠，可能是一种过冷的水/氨溶液，也可能是固态冰火山的作用。这些假设的低温熔岩流的厚度估计为1-3 km。因此，峡谷一定是在天卫一仍在进行内源性表面翻新时形成的。其中一些地区似乎不到1亿年的历史，这表明尽管天卫一的规模相对较小并且当前的潮汐加热较低，但它仍可能在地质上是活跃。

与天王星的其他卫星相比，天卫一的撞击坑似乎相当均匀。大型撞击坑的相对稀缺，表明它的表面无法追溯到太阳系的形成早期，这意味着在其历史的某一时刻，天卫一完成了整个表面翻新过程。天文学家认为，天卫一过去的地质活动是由潮汐加热推动的，当时它的轨道比偏心率更高。Yangoor是天卫一上观察到的最大撞击坑，仅仅只有78千米宽，并显示出随后变形的迹象。天卫一上的所有大型撞击坑都具有平坦的地面和中央峰，并且很少有撞击坑被明亮的喷射沉积物环绕。许多撞击坑是多边形的，表明它们的外观受到了早已存在的地壳结构的影响。在撞击坑的平原上，有一些巨大的（直径约100 km）亮斑，它们可能是退化的撞击坑。如果是这种情况，它们将类似于木卫三表面的变余结构（palimpsests）。有人提出，位于10°S 30°E的直径245 km的圆形凹陷是一个很大的高度退化的撞击结构。

起源与演化

天卫一是由吸积盘或亚星云形成的，这个气体和尘埃盘可能在天王星形成后就存在了，也可能是由使天王星产生巨大倾斜的巨大撞击产生的。虽然不清楚亚星云的组成；然而，与土星卫星相比，天王星卫星的密度更高，表明它可能是相对贫水的。大量碳元素和氮元素可能以一氧化碳（CO）和分子氮（N2）的形式存在，而不是甲烷和氨。在这样的亚星云中形成的卫星将包含更少的水冰（CO和N2被水冰捕获形成包合物）和更多的岩石，这可以解释其更高的密度。

在天卫一完全形成之前，吸积过程可能持续了几千年。模型表明，伴随吸积的撞击导致天卫一外层发热，在约31千米的深度达到最高195 K的温度。形成结束后，地下层冷却，而天卫一内部由于其岩石中存在的放射性元素的衰变而加热。冷却的近地表层收缩，而内部膨胀。这在该卫星的地壳中引起了可能导致破裂的巨大拉伸应力，估计达到30 MPa。这个过程持续了大约2亿年，当今很多悬崖和峡谷就是这个过程的结果。[42]

如果水冰混合诸如氨（以氨的水合物形式）或某些盐的抗冻剂，那么形成早期的吸积加热、放射性元素的持续衰变产热、可能的潮汐加热也许都会导致冰融化。融化可能会使冰与岩石的分离，并形成被冰质地幔包围的岩石核心的内部结构。在岩心-地幔边界可能会形成一层富含溶解氨的液态水（海洋）。这种水与防冻剂的混合物的共晶温度为176K。但是这层海洋很可能早已冻结。水的冻结很可能导致内部膨胀，这可能是峡谷形成和古代地表消失的原因。来自海洋的液体能够通过冰火山的活动过程喷出到表面，淹没了峡谷的底部形成平原。

土卫四的热模型在大小、密度和表面温度上与天卫一相似，表明固态对流可能在天卫一内部持续了数十亿年。在形成后的几亿年间，天卫一表面附近可能温度一直保持高于173 K（氨水的熔点），在靠近岩石核心的地方却保持了近十亿年。

观测与探索

天卫一的视星等为14.8，亮度与近日点附近的冥王星差不多。虽然可以通过30厘米孔径的望远镜看到冥王星，但由于靠近天王星产生的眩光， 40厘米孔径的望远镜通常看不到天卫一。旅行者2号探测器拍摄了天卫一仅有的细节照片，该探测器在1986年1月飞越天王星期间，最接近天卫一的距离是127000千米（79000英里），远小于距离除天卫五以外的所有其他天王星卫星。天卫一的最佳图像的空间分辨率约为2千米，它们覆盖了大约40％的地表，但只有35％的照片具有地质测绘和撞击坑计数所需的品质。飞越时，天卫一的南半球（像其他卫星一样）指向太阳，因此无法研究北（暗）半球。除了旅行者2号之外，天王星系统没有被其他航天器访问过。在卡西尼号任务扩展计划阶段，NASA曾经评估了将卡西尼号飞船送至天王星的可能性，该飞船离开土星后，要花费大约20年才能进入天王星系统。但最终这个计划被取消，卡西尼号因此留在土星并最终在土星的大气层中摧毁。

2006年7月26日，哈勃太空望远镜捕捉到了天卫一在天王星上发生的一次罕见的凌星，在天王星云顶上可以看到天卫一的阴影。此类事件十分罕见，仅在天王星的分点（春分或秋分）前后发生，因为围绕天王星的卫星轨道平面相对于围绕太阳的天王星轨道平面倾斜98°。欧洲南方天文台在2008年记录了另一次凌星事件。

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