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Métis (satélite)

Métis, tamien coincido cumo Júpiter XVI, ye l mais anterno satélite natural de Júpiter . Fui çcubierto an 1980 por Stephen Synnott an eimaiges tiradas pula Voyager 2,[1] i fui nomeado an 1983 a partir de la purmeira mulhier de Zeus, Métis. Outras ouserbaçones feitas antre l'ampeço de 1996 i setembre de 2003 pula sonda Galileu permitiran que la superfice de la lhuna fusse fotografada.

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Métis

Eimaige de Métis tirada pula sonda Galileu.
Caratelísticas orbitais
Caratelísticas físicas
Albedo 0,061 ± 0,003

An Métis hai acoplamiento de marés, l que deixa la forma de la lhuna altamente assimétrica, cul diámetro eiquatorial sendo quaije dues bezes maior que l polar. Métis ye un de ls trés satélites naturales de l Sistema Solar adonde l período de rotaçon de l planeta qu'orbita ye maior que l período orbital de l satélite (ls outros son Adrasteia de Júpiter i Fobos de Marte). Sue órbita stá lhocalizada drento de l anielho percipal de Júpiter, sendo un cuntribuidor percipal de l material de ls anéis.

Çcubierta i ouserbaçones eiditar

Métis fui çcubierto an 1979 (ó 1980 [1]) por Stephen P. Synnott an eimaiges tiradas pula sonda Boyager 1 (ó Boyager 2 [1]) i recebiu la zeignaçon probisória S/1979 J 3.[2][3] An 1983 fui nomeado ouficialmente a partir de l ser mitológico Métis, ua titana que fui la purmeira mulhier de Zeus (l'eiquibalente griego de Júpiter).[4] Las retratos tiradas pula Voyager 1 mostran Métis solo cumo un pequeinho punto, antoce l coincimiento subre Métis fui mui lhemitado até la chegada de la sonda Galileu, que fotografou quaije to la superfice.[5]

Caratelísticas físicas eiditar

Métis ten ua forma eirregular de 60×40×34 Km, i ye l segundo menor satélite de l grupo Amalteia.[5] Sue massa nun ye coincida, mas assumindo que sue densidade ye parecida a la de Amalteia (~0,86 g/cn³),[6] sue massa puode ser stimada an ~3,6×1016 kg. La densidade de Métis amplica que la lhuna ye cumpuosta de carambelo d'auga cun ua porosidade de 10–15%, i Adrasteia puode ser similar.[6]

La superfice de Métis ten muitas crateras. Eilha ye scura i abermelhada. Hai ua grande assimetrie antre ls heimisférios: l'heimisfério cundutor (l'heimisfério buoltado pa la direçon de l mobimiento orbital) ye 1,3 bezes mais brilhante que l'outro. L'assimetrie probabelmente ye causada pula alta belocidade i frequéncia d'ampatos ne l'heimisfério cundutor, que scaba un material brilhante (probabelmente carambelo) de l'anterior de la lhuna.[7]

Órbita eiditar

Métis ye la lhuna mais anterna de Júpiter, orbitando l planeta a ua çtáncia média de 128 000 Km (1,79 bezes l centeilha de Júpiter), dentros de l anielho percipal de Júpiter. Sue órbita ten ua pequeinha scentricidade i anclinaçon (0,0002 i 0,06° respetibamente) [8][9][10] ó (0,0012 i 0,019° respetibamente [1]).

Debido al acoplamiento de marés, la rotaçon de Métis ye síncrona cul período orbital, deixando ua face siempre birada para Júpiter. Al lhongo de grandes períodos de tiempo, esso forçou Métis para sue menor cunfiguraçon d'einergie, que ye tenendo l maior eixe alinhado cun Júpiter.[9][5] L centeilha orbital de Métis i Adrasteia cuntina decrecendo, mas a ua taxa tal que spera-se qu'estas lhunas subrebiran anquanto l própio sistema solar cuntinar eisistindo.[9]

Relaçon culs anéis de Júpiter eiditar

La órbita de Métis stá lhocalizada ~1000 Km drento de l anielho percipal de Júpiter. Métis orbita Júpiter drento dua ancha abiertura de ~500 Km ne l'anielho.[9][11] L'abiertura ye claramente relacionada cula lhuna, mas l'ourige dessa conexon nun fui defenida. Métis fornece ua parte seneficatiba de la poeira de l'anielho percipal.[12] Esse material cunsiste percipalmente de material ejetado de la superfice de las quatro lhunas anternas de Júpiter por ampatos de meteoritos. Ye fácele l ejeta de l'ampato se perder de ls satélites porque la superfice deilhes stá mui acerca de la borda de las sues esferas de Roche debido a sues baixas densidades.[9]

Refréncias

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 NASA, Solar Systen Sploration, Metis [lhigaçon einatiba] [an lhinha]
  2. ↑ «Satellites of Jupiter». IAU Circulars. 26 de agosto de 1980 [lhigaçon einatiba](çcobery)
  3. ↑ «1979J3: Çcobery of la Prebiously Unknown Satellite of Jupiter». Science (4501). 1392 páiginas. 1981. PMID 17746259. doi:10.1126/science.212.4501.1392  |nome1= sem |sobrenome1= em Authors list (ajuda)[lhigaçon einatiba]
  4. ↑ «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circulars. 30 de setembre de 1983 [lhigaçon einatiba] (nomeando la lhuna)
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Erro de citaçon: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Thomas1998
  6. ↑ 6,0 6,1 «Amalthea's Density Is Lhess Than That of Water». Science (5726): 1291–1293. 2005. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422  |nome1= sem |sobrenome1= em Authors list (ajuda); |cooutores= requer |outor= (ajuda)[lhigaçon einatiba]
  7. ↑ Erro de citaçon: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Simonelli2000
  8. ↑ Erro de citaçon: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Eibans2002
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 Erro de citaçon: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Burns2004
  10. ↑ Erro de citaçon: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome orbita
  11. ↑ Ockert-Bel, M.I.; Burnes, J.La.; Daubar, I.J.; eit al. (1999). «The Struture of Jupiter's Ring Systen las Rebealed by the Galileo Eimaging Spurment». ICARUS: 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072  [lhigaçon einatiba]
  12. ↑ Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings». Science. 284 (5417): 1146–1150. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146 

Lhigaçones sternas eiditar

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