Metis (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Metis
Metis.jpg
Imaxe de Metis tomada polas sonda Galileo entre novembro de 1996 e xuño de 1997.
Descubrimento
Descuberta por S. Synnott
Descuberta no 4 de marzo de 1979
Designación alternativa Xúpiter XVI
Características orbitais
Raio orbital medio 128.000 km (1,792 RX)[1][2]
periapse 127.974 km[3]
apoapse 128.026 km[3]
Excentricidade 0,0002[1][2]
Período orbital 0,294780 días (7 h 4,5 min)[1][2]
Inclinación 0,06° (respecto do ecuador de Xúpiter)[1][2]
Velocidade orbital 31,501 km/s[3]
Satélite de Xúpiter
Características físicas
Dimensións 60 × 40 × 34 km³[4]
Raio medio 21,5 ± 2,0 km[4]
Volume ~42,700 km³
Masa 3,6 x 1016 kg[3]
Densidade media 0,86 g/cm³ (asumida)
Gravidade superficial ~0,005 m/s² (0,0005 g)[3]
Velocidade de escape ~0,012 km/s[3]
Período de rotación sincrónica
Albedo 0,061 ± 0,003[5]
Oblicuidade da eclíptica cero[4]
Temperatura ~123 K
Metis visto dende a sonda Galileo.

Metis (ou en grego Μήτις), tamén coñecida coma Xúpiter XVI, é a lúa máis interior de Xúpiter. Foi descuberta no ano 1979 a partir de imaxes tomadas pola Voyager 1, e no ano 1983 recibiu oficialmente o nome da primeira muller de Zeus, Metis. Observacións adicionais feitas entre principios do ano 1996 e setembro do 2003 pola sonda Galileo permitiron fotografar a superficie da lúa.

A órbita de Metis é síncrona, e a súa forma é moi irregular, xa que a súas dimensións son bastante asimétricas, o diámetro máis longo é case dúas veces máis grande co diámetro máis pequeno. É unha das tres lúas do Sistema Solar das que se sabe que tardan menos en completar unha órbita (ó redor do seu planeta) do que tarda o seu planeta en completar unha rotación (día), as outra dúas son: a lúa de Xúpiter, Adrastea e a lúa de Marte, Fobos. Orbita Xúpiter dentro do anel principal do planeta, e pensase que é esta lúa a que achega a meirande parte do material do anel.

Descubrimento e observacións[editar | editar a fonte]

Metis foi descuberta no ano 1979 por Stephen P. Synnott a partir de imaxes tomadas pola sonda Voyager 1 e recibiu a designación provisional de S/1979 J 3.[6][7] No ano 1983 recibiu o seu nome oficial, Metis, unha Titán que foi a primeira muller de Zeus (o equivalente na mitoloxía grega de Xúpiter).[8] As imaxes tomadas pola Voyager 1 amosaban a Metis coma un simple punto, a información que se posuía de Metis era moi limitada ata a chegada da sonda Galileo. A Galileo fotografou case toda a súa superficie e aportou os datos necesarios para defini-la composición da lúa no ano 1998.[4]

Características físicas[editar | editar a fonte]

Metis ten un forma irregular cunhas dimensións de 60×40×34 km, o cal fai dela a segunda lúa máis pequena entre as catro lúas interiores de Xúpiter.[4] A súa composición e masa son descoñecidas, pero asumindo que a súa densidade media é semellante a de Amaltea (~0,86 g/cm³),[9] a súa masa pode ser estimada en ~3,6×1016 kg. A densidade de Metis implica que a lúa está composta de xeo de auga cunha porosidade do 10–15%, o caso de Adrastea podería ser semellante.[9]

A superficie de Metis está inzada de cráteres. É escura e a súa cor aparece tirando a vermella. Ten unha substancial asimetría entre o hemisferio de cabeceira e o de cola: o hemisferio de cabeceira é 1,3 máis brillante co de cola. Posiblemente está asimetría debese a maior velocidade e frecuencia dos impactos no hemisferio de cabeceira, os cales cavarían e levantarían material brillante (presumiblemente xeo) procedente do interior da lúa.[5]

Órbita[editar | editar a fonte]

Metis é a lúa máis interior das catro lúas interiores de Xúpiter. Orbita Xúpiter a unha distancia duns 128.000 km (1,79 raios de Xúpiter) dentro do anel principal de Xúpiter. Ten unha excentricidade orbital moi pequena (~0.0002) e tamén unha inclinación relativa ó ecuador de Xúpiter moi pequena (~ 0.06°).[1][2]

Debido ó axustamento de mareas, Metis rota sincronicamente, amosándolle sempre a mesma cara a Xúpiter. Ó longo de grandes períodos de tempo, este axustamento provoca que Metis entre na configuración de menor enerxía, a cal correspondese co apuntamento do seu eixo máis grande cara Xúpiter.[2][4]

A órbita de Metis está situada dentro do raio das órbitas sincrónicas de Xúpiter (do mesmo xeito ca Adrastea), e como resultado, as forzas gravitatorias están causando un paseniño descenso da súa altura orbital, polo que algún día a lúa impactará contra Xúpiter. Se a súa densidade é semellante a de Amaltea, entón xa podería estar dentro do límite de Roche. De calquera xeito, de momento non asemella que a lúa se estea esnaquizando, polo cal debe, polo momento, estar fóra do implacable límite de Roche.[2]

Relación cos aneis de Xúpiter[editar | editar a fonte]

A órbita de Metis descansa aproximadamente 1000 km dentro do principal anel de Xúpiter. Orbita dentro da fenda duns 500 km de ancho que ten este anel.[2][10] Esta fenda de espazo baleiro está en clara relación coa existencia da lúa, pero aínda non foi establecida como é esta relación. Metis achega unha parte significativa do po que ten este anel.[11] O material deste anel é achegado case exclusivamente polas superficies das catro lúas interiores de Xúpiter, a través dos impactos de meteoritos que reciben as superficies destas catro lúas. Este material desprendese facilmente das superficies das lúas interiores, xa que estas estás superficies están moi próximas ó límite das súas esferas de Roche, debido as súas baixas densidades.[2]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Evans, M.W.; Porco, C.C.; Hamilton, D.P. (2002). "The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations". Bulletin of the American Astronomical Society 34: 883. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002DPS....34.2403E.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 2,8 Burns, J.A. ; Simonelli, D.P. ; Showalter, M.R. ; Hamilton, D.P. ; Porco, C.C. ; Esposito, L.W. ; Throop, H. ; (2004). "Jupiter’s Ring-Moon System". Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B.. http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 Calculado baseándose noutro parámetros
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Thomas, P.C.; Burns, J.A.; Rossier, L.; e o seu equipo (1998). "The Small Inner Satellites of Jupiter". ICARUS 135: 360–371. DOI:10.1006/icar.1998.5976. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998Icar..135..360T.
  5. 5,0 5,1 Simonelli, D.P.; Rossiery, L.; Thomas, P.C.; e o seu equipo. (2000). "Leading/Trailing Albedo Asymmetries of Thebe, Amalthea, and Metis". ICARUS 147: 353–365. DOI:10.1006/icar.2000.6474. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000Icar..147..353S.
  6. Brian G. Marsden (26-08-1980). "Satellites of Jupiter". IAU Circulars 3507. http://cfa-www.harvard.edu/iauc/03500/03507.html.(descubrimento)
  7. Synnott, S.P. (1981). "1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter". Science 212 (4501): 1392. DOI:10.1126/science.212.4501.1392. PMID 17746259. http://links.jstor.org/sici?sici=0036-8075%2819810619%293212:4501%3c1392:1DOAPU%3e2.0.CO%3b2-X&origin=ads.
  8. Brian G. Marsden (30-09-1983). "Satellites of Jupiter and Saturn". IAU Circulars 3872. http://cfa-www.harvard.edu/iauc/03800/03872.html.(bautizando a lúa)
  9. 9,0 9,1 Anderson, J.D.; Johnson, T.V.; Shubert, G.; e o seu equipo. (2005). "Amalthea’s Density Is Less Than That of Water". Science 308 (5726): 1291–1293. DOI:10.1126/science.1110422. PMID 15919987. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Sci...308.1291A.
  10. Ockert-Bel, M.E.; Burns, J.A.; Daubar, I.J.; e o seu equipo. (1999). "The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment". ICARUS 138: 188–213. DOI:10.1006/icar.1998.6072. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..138..188O.
  11. Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; e o seu equipo. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284 (5417): 1146–1150. DOI:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Sci...284.1146B.

Vésaxe tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]