Tebe (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Tebe
Thebe.jpg
Imaxe de Tebe tomada pola sonda Galileo o 4 de xaneiro do 2000.
Descubrimento
Descuberta por S. Synnott / Voyager 1
Descuberta no 5 de marzo de 1979
Designación alternativa Xúpiter XIV
Características orbitais
Raio orbital medio 221.889 ± 0,6 km (3.11 RX)[1]
periapse 218.000 km[2]
apoapse 226.000 km[3]
Excentricidade 0,0175 ± 0,0004[1]
Período orbital 0,674536 ± 0,000001 días (16 h 11,3 min)[1]
Inclinación 1,076 ±0,003° (respecto do ecuador de Xúpiter)[1]
Satélite de Xúpiter
Características físicas
Dimensións 116 × 98 × 84 km³[4]
Raio medio 49,3 ± 2,0 km[4]
Volume ~500.000 km3
Masa 4,3 x 1017 kg[5]
Densidade media 0,86 g/cm³ (asumida)
Gravidade superficial ~0,013 m/s2 (0,004 g)[4][6]
Velocidade de escape 20–30 m/s[7][8]
Período de rotación sincrónica
Albedo 0,047 ± 0,003[9]
Oblicuidade da eclíptica cero
Temperatura ~124 K

Tebe ( ou en grego Θήβη), tamén coñecido coma Xúpiter XIV, e a cuarta lúa máis próxima a Xúpiter. Foi descuberta por Stephen P. Synnott a partir de imaxes obtidas pola Voyager 1 o 5 de marzo de 1979, cando esta sonda orbitaba Xúpiter.[10] No ano 1983 foi bautizada oficialmente co nome dunha ninfa mitolóxica, Tebe.[11]

A órbita de Tebe descansa na beira exterior do Anel difuso de Tebe, o cal está composto de material expulsado da propia lúa.[7] Tebe é a segunda lúa máis grande das catro lúas interiores de Xúpiter. Tebe ten unha forma irregular e unha cor tirando a vermella, pensase que ten unha composición semellante a de Amaltea, que consiste en xeo de auga poroso e cantidades descoñecidas doutros materiais. A súa superficie inclúe grandes cráteres e montañas altas.[4]

Tebe foi fotografada nos anos 1979 e 1980 polas sondas Voyager 1 e 2, e máis tarde e con moito máis detalle, sería fotografada pola sonda Galileo nos anos 90.[4]

Descubrimento e observacións[editar | editar a fonte]

Tebe foi descuberta por Stephen P. Synnott a partir de imaxes obtidas pola Voyager 1 o 5 de marzo de 1979, e recibiu inicialmente a designación de S/1979 J 2.[10][12] No ano 1983 foi bautizada oficialmente co nome dunha ninfa mitolóxica, Tebe, a cal era amante de Zeus—o equivalente grego de Xúpiter.[11]

Despois do descubrimento feito pola Voyager 1, Tebe foi fotografado pola sonda Voyager 2 no ano 1980.[7] Con todo, antes da chegada da sonda Galileo a Xúpiter, a información sobre Tebe era moi escasa. A Galileo fotografou a meirande parte da superficie de Tebe e definiu a súa composición.[4]

Órbita[editar | editar a fonte]

Tebe é o máis externo dos satélites interiores de Xúpiter, e orbita Xúpiter a unha distancia aproximada de 222.000 km (3,11 raios de Xúpiter). A súa órbita ten unha excentricidade orbital de 0.018, e unha inclinación de 1,08° relativa ó ecuador de Xúpiter.[1] Estes valores son inusualmente altos para un satélite interior e poden ser explicados pola antiga influencia da máis interior das lúas de Galileo, Ío;[7] no pasado, sucedéronse varias resonancias orbitais con Ío, a medida que esta se ía separando de Xúpiter, o cal perturbaba a órbita de Tebe.[7]

A órbita de Tebe descansa na beira exterior do Anel difuso de Tebe, o cal está composto de material expulsado do satélite. Despois da expulsión do po, este viaxa a deriva cara o planeta baixo a acción do efecto Poynting-Robertson formando un anel un pouco máis cara o interior da órbita da lúa.[13]

Características físicas[editar | editar a fonte]

Tebe ten un forma irregular case elipsoidal cunhas dimensións de 116 × 98 × 84  km. A súa composición e masa son descoñecidas, pero asumindo que a súa densidade media é semellante a de Amaltea (~0,86 g/cm³),[4] a súa masa pode ser estimada en 4,3 × 1017 kg.

De xeito semellante ás outras 3 lúas interiores de Xúpiter e debido ó axustamento de mareas, Tebe rota sincronicamente, amosándolle sempre a mesma cara a Xúpiter. A súa orientación é de tal xeito que sempre o seu eixo máis grande está apuntando cara Xúpiter.[7] Nos puntos da superficie máis achegadas e máis afastadas de Xúpiter, pensase que a superficie está moi preto da beira do lóbulo de Roche, onde a gravidade de Tebe é so un pouco máis forte ca forza centrifuga.[7] Coma resultado deste feito, a velocidade de escape neses puntos é moi pequena, permitindo así que o po producido polos impactos de meteoritos escape facilmente, e expulsando así material cara o Anel difuso de Tebe.[7]

A superficie de Tebe é escura e a súa cor aparece tirando a vermella.[9] 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.[9] A superficie de Tebe está inzada de cráteres e pódense apreciar tres ou catro grandes cráteres de impacto, estes cráteres ben se poden poñer en comparación co tamaño do raio da propia lúa.[7] O cráter máis grande (cun diámetro aproximado de 40 km) está situado na cara oculta da lúa, este cráter recibiu o nome de Zethus (o único accidente xeolóxico de da superficie de Tebe que recibiu o seu nome oficialmente).[7][14] Tamén existen zonas brillantes nas cimas das beiras deste cráter.[4]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Cooper, N.J.; Murray, C.D.; Porco, C.C.; Spitale, J.N. (2006). "Cassini ISS astrometric observations of the inner jovian satellites, Amalthea and Thebe". Icarus 181: 223–234. DOI:10.1016/j.icarus.2005.11.007. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..181..223C.
  2. Calculado con a×(1 − e), onde a é o eixo semi-maior e o 'e' é a exentricidade.
  3. Calculado con a×(1 + e), onde a é o eixo semi-maior e o 'e' é a exentricidade.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 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. A estimación está baseada no volume coñecido e na densidade asumida de 0,86 g/cm³.
  6. A estimación de Thomas, foi dividida en 1998 por 1,5 para poñela en relación cas diferentes densidades asumidas.
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 7,6 7,7 7,8 7,9 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.
  8. A estimación de Burns, foi dividida en 2004 por 1,5 para poñela en relación cas diferentes densidades asumidas..
  9. 9,0 9,1 9,2 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.
  10. 10,0 10,1 Synnott, S.P. (1980). "1979J2: The Discovery of a Previously Unknown Jovian Satellite". Science 210 (4471): 786–788. DOI:10.1126/science.210.4471.786. PMID 17739548. http://adsabs.harvard.edu/abs/1980Sci...210..786S.
  11. 11,0 11,1 "Satellites of Jupiter and Saturn (IAUC 3872)". 30-09-1983. http://cfa-www.harvard.edu/iauc/03800/03872.html. Consultado o 02-09-2008.
  12. "Satellites of Jupiter (IAUC 3470)". International Astronomical Union. 28-04-1980. http://cfa-www.harvard.edu/iauc/03400/03470.html. Consultado o 02-09-2008.
  13. Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; e o seu equipo. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284: 1146–1150. DOI:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Sci...284.1146B.
  14. "Thebe Nomenclature:craters". United States Geological Union. http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/FeatureTypesData2.jsp?systemID=5&bodyID=25&typeID=9&system=Jupiter&body=Thebe&type=Crater,%20craters&sort=AName&show=Fname&show=Lat&show=Long&show=Diam&show=Stat&show=Orig. Consultado o 02-09-2008.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]