Metis (lúa)

**Metis**
	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)
periapse	127.974 km
apoapse	128.026 km
Excentricidade	0,0002
Período orbital	0,294780 días (7 h 4,5 min)
Inclinación	0,06° (respecto do ecuador de Xúpiter)
Velocidade orbital	31,501 km/s
Satélite de	Xúpiter
Características físicas
Dimensións	60 × 40 × 34 km³
Raio medio	21,5 ± 2,0 km
Volume	~42,700 km³
Masa	3,6 x 1016 kg
Densidade media	0,86 g/cm³ (asumida)
Gravidade superficial	~0,005 m/s² (0,0005 g)
Velocidade de escape	~0,012 km/s
Período de rotación	sincrónica
Albedo	0,061 ± 0,003
Oblicuidade da eclíptica	cero
Temperatura	~123 K

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 as 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

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 proporcionou os datos necesarios para defini-la composición da lúa no ano 1998.^[4]

Características físicas

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

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

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

↑ ^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.
↑ ^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". En Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere (PDF). Cambridge University Press.
↑ ^3,0 ^3,1 ^3,2 ^3,3 ^3,4 ^3,5 Calculado baseándose noutro parámetros
↑ ^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.
↑ ^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.
↑ "IAUC 3507: Sats OF JUPITER; SATURN; Notice". www.cbat.eps.harvard.edu. Consultado o 2020-04-03.
↑ Synnott, S.P. (1981). "1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter". Science 212 (4501): 1392. PMID 17746259. doi:10.1126/science.212.4501.1392.
↑ Brian G. Marsden (30-09-1983). "Satellites of Jupiter and Saturn". IAU Circulars 3872. (bautizando a lúa)
↑ ^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. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422.
↑ 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.
↑ 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. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146.

Véxase tamén

Outros artigos

Ligazóns externas

Metis Profileby NASA's Solar System Exploration Arquivado 09 de novembro de 2007 en Wayback Machine. (en inglés)

[Evans2002-1] 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.

[Burns2004-2] 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". En Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere (PDF). Cambridge University Press.

[stub-3] 3,0 ^3,1 ^3,2 ^3,3 ^3,4 ^3,5 Calculado baseándose noutro parámetros

[Thomas1998-4] 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.

[Simonelli2000-5] 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.

[6] "IAUC 3507: Sats OF JUPITER; SATURN; Notice". www.cbat.eps.harvard.edu. Consultado o 2020-04-03.

[Synnott1981-7] Synnott, S.P. (1981). "1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter". Science 212 (4501): 1392. PMID 17746259. doi:10.1126/science.212.4501.1392.

[8] Brian G. Marsden (30-09-1983). "Satellites of Jupiter and Saturn". IAU Circulars 3872. (bautizando a lúa)

[Anderson2005-9] 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. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422.

[Ockert-Bel1999-10] 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.

[Burns1999-11] 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. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]