| Distance à Uranus | 190 930 km |
| Période de révolution | 2.52 jours terrestres |
| Diamètre | 1158 km |
| Masse (Terre=1) | 0.0002260 |
| Densité (eau =1) | 1.66 |
| Composition | glace d'eau (40-50%), roches
et traces de NH3 et CO2 |
| Albédo | 0.25-0.30 |
| Température de surface | -187 °C |
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La surface est constituée d'un mélange de zones cratérisées et de vallées interconnectées de plusieurs centaines de km de
long et de plus de 10 km de profondeur. Certains cratères ont perdu leur forme d'origine à cause du phénomène de relaxation visqueuse.
La surface d'Ariel est donc relativement jeune, mais néanmoins plus vieille que celle d'
Encelade. On peut donc en déduire qu'Ariel
a connu dans le passé une activité géologique due à un intérieur chaud. Cette chaleur provenant peut-être de la dissipation de marée
rendue possible par des résonances avec d'autres satellites d'Uranus.
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Les vallées sont en fait les conséquences d'un phénomène d'expansion de
la croûte qui aurait pu avoir lieu lors du refroidissement du satellite. Les plus grandes fractures ont par la suite été
remplies avec des matériaux plus jeunes (le processus est similaire aux grabens). Ces dépôts plus jeunes sont peu cratérisés par rapport
aux autres zones de la surface et présentent à leur tour des fractures sinueuses, mais plus petites. On ne sait pas si elles ont une origine tectonique ou si elles sont
les conséquences de l'écoulement des matériaux qui emplissent les grandes vallées.
Il n'y a aucune certitude à propos de la structure interne d'Ariel.
Le peu d'informations à la disposition des chercheurs sont les quelques clichés de la
sonde Voyager 2 qui est passée au plus près à 130,000 km d'Ariel. Le modèle le plus en
accord avec ces observations limitées implique une structure différenciée (modèle 4 dans la figure suivante).
Ariel aurait un noyau rocheux suivi d'un manteau malléable majoritairement composé
di-hydrate d'ammoniac (NH3-2H20) et enfin, une croûte rigide de glace d'eau pure.
La présence d'ammoniac explique l'aspect des dépôts dans les vallées. En effet l'eau ne
pourrait pas simplement remonter et s'écouler pour remplir les vallées, puisqu'aux températures régnant
à la surface d'Ariel, l'eau ne peut pas être liquide. L'ammoniac rend la matière composant le
manteau malléable (sur de grandes échelles de temps).
Structure interne et composition
Mais d'autres modèles, impliquant une différentiation plus ou moins avancée, ont également été proposés.
- Modèle 1: un mélange indifférencié (homogène) de glace et de roche avec des traces d'ammoniac, suivi d'une fine croûte de glace d'eau
- Modèle 2: un mélange indifférencié (homogène) de glace et de roche suivi d'une croûte d'hydrate d'ammoniac
- Modèle 3: un noyau rocheux suivi d'un manteau de glace et d'une croûte d'hydrate d'ammoniac
Le spectre d'Ariel entre certaines longueurs d'onde a été obtenu depuis la Terre (Mauna Kea).
Cela a permis de trouver d'autres composants participant à la composition de la glace de surface, comme le CO2.
Le CO2 n'est présent que sur un seul hémisphère d'Ariel.
Figures 1 à 4 (crédit: JPL/NASA)
2 and 3 Détails de la surface:
en rouge: cratère dégradé par relaxation visqueuse
en bleu: vallée emplie de dépôts plus jeune
en vert: petite fracture sinueuse dans les dépôts
4) différents modèles de structure interne pour Ariel
(Prieto and J. Kargel)
