Metis (satélite)

Metis
Satélite
Imagen de Metis tomada por la nave espacial Galileo entre noviembre de 1996 y junio de 1997
Apertura
Descubridor	Esteban Sinnot
fecha de apertura	4 de marzo de 1979
Características orbitales
Periódico	127.974 kilometros [1]
Apoiovy	128.026 kilometros [1]
Eje mayor ( a )	128.000 kilometros
Radio medio de la órbita ( r )	128 000 kilómetros [2] [3]
Excentricidad orbital ( e )	0.0002 [2] [3]
período sideral	0,294780 días (7 h 4,5 min) [2] [3]
Velocidad orbital ( v )	31,501 kilómetros por segundo [1]
Inclinación ( i )	0,06° (hasta el ecuador de Júpiter) [2] [3]
cuyo satélite	Júpiter
características físicas
Dimensiones	60×40×34 kilometros [4]
Radio medio	21,5 ± 2,0 kilómetros [4]
Volumen ( V )	~42.700 km³
Masa ( m )	3,6 ⋅10 16 kg [1]
Densidad media ( ρ )	0,86 g/cm³ (supuesto)
Aceleración de la gravedad en el ecuador ( g )	0,005 m/s² (0,0005 g) [1]
Primera velocidad de escape ( v 1 )	0,012 km/s [1]
Período de rotación ( T )	sincrónico
Inclinación del eje	nulo [4]
Albedo	0,061 ± 0,003 [5]
La temperatura
en una superficie	~123K
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Metis , también conocida como Júpiter XVI , es la más interna de las lunas de Júpiter . Fue descubierto en 1979 en fotografías tomadas por la Voyager 1 y recibió su nombre en 1983 en honor a la primera esposa del antiguo dios griego Zeus, Metis . Las observaciones adicionales realizadas desde principios de 1996 hasta septiembre de 2003 por la nave espacial Galileo permitieron formarse una idea general de este satélite.

Metis está en bloqueo de marea con Júpiter . Su tamaño máximo es casi el doble de su tamaño mínimo, y su eje longitudinal siempre apunta hacia el planeta. Metis gira alrededor de Júpiter más rápido de lo que gira alrededor de su propio eje. Hay dos satélites más en el sistema solar : Adrastea (satélite de Júpiter) y Phobos (satélite de Marte ). La órbita de Metis se encuentra justo a lo largo del borde exterior del anillo principal de Júpiter , y se cree que es la principal fuente de materia para él y el anillo del halo junto con Adrastea.

Descubrimiento y observaciones

Metis fue descubierto en 1979 por Stephen Sinnot en imágenes tomadas por la nave espacial Voyager 1 y recibió la designación provisional S/1979 J 3 [6] [7] . En 1983, el satélite recibió un nombre oficial en honor a Metis , uno de los titanes y esposa de Zeus [8] . En las imágenes de la Voyager 1, Metis es visible como un punto oscuro, y había muy poca información al respecto hasta la llegada de la nave espacial Galileo a la región de Júpiter . En 1998, hizo posible tener una idea general del satélite y aprender más sobre su composición [4] .

Características físicas

Metis tiene una forma muy irregular: sus dimensiones son 60 × 40 × 34 km. Es la segunda más pequeña de las cuatro lunas interiores de Júpiter [4] . Su composición y masa son desconocidas, pero basándonos en la suposición de que su densidad media es cercana a la de Amalthea (~0,86 g/cm³), su masa se estima en 3,6 × 10 16 kg [9] . Tal densidad puede significar que estos satélites consisten principalmente en hielo de agua con una porosidad del 10-15% [9] .

La superficie de Metis es oscura, rojiza y parece tener muchos cráteres. El lado delantero (orientado en la dirección del movimiento orbital) es 1,3 veces más brillante que el lado impulsado. Probablemente, la asimetría se deba al hecho de que el hemisferio delantero experimenta colisiones frecuentes con cuerpos pequeños, que arrojan materia ligera (probablemente hielo) a la superficie [5] .

Órbita

Metis es la luna más cercana a Júpiter. Orbita a una distancia de ~128.000 km (1,79 radios de Júpiter) justo dentro del anillo principal de Júpiter. Su órbita tiene una excentricidad muy pequeña (~0,0002) e inclinación con respecto al ecuador de Júpiter (~0,06°) [2] [3] .

Al estar en bloqueo de marea con Júpiter, Metis gira alrededor de su propio eje sincrónicamente con su órbita. El eje largo del satélite siempre está dirigido a Júpiter [3] [4] .

A medida que Metis y Adrastea vuelan alrededor de Júpiter más rápido de lo que gira alrededor de su eje, las fuerzas de las mareas reducen gradualmente el radio de sus órbitas y es probable que en un futuro lejano colisionen con el planeta. Si la densidad de Metis es realmente cercana a la densidad de Amalthea, entonces Metis se encuentra dentro del límite de Roche para los satélites "líquidos", pero no para los "sólidos", ya que aún no ha colapsado [3] .

Interacción con los anillos de Júpiter

La órbita de Metis se encuentra a una distancia de unos 1000 km del borde exterior del anillo principal de Júpiter. La órbita del satélite se encuentra en la llamada "brecha de Metis", una brecha de 500 kilómetros casi libre de polvo en el anillo [3] [10] . La brecha está conectada de alguna manera con el satélite, pero su origen sigue sin estar claro. Metis es una de las fuentes importantes de polvo para el anillo principal y el anillo de halo [11] . Al igual que el resto de las lunas interiores de Júpiter, la materia en erupción de las colisiones entre la luna y los meteoritos sale fácilmente de la superficie de la luna porque la luna está muy cerca de su límite de Roche si la suposición de baja densidad es correcta. [3]

Véase también

satélites planetarios

Notas

↑ 1 2 3 4 5 6 calculado en base a otros parámetros
↑ 1 2 3 4 5 Evans, MW; Porco, CC ; Hamilton, DP Las órbitas de Metis y Adrastea: el origen y el significado de sus inclinaciones // Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense : diario. - Sociedad Astronómica Americana , 2002. - Vol. 34 . - Pág. 883 . - .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Sistema de anillos y lunas de Júpiter // Júpiter: el planeta, los satélites y la magnetosfera (inglés) / Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB. — Prensa de la Universidad de Cambridge , 2004.
↑ 1 2 3 4 5 6 Tomás, PC; Quemaduras, JA; Rossier, L.; et al. Los Pequeños Satélites Interiores de Júpiter // ICARUS. - 1998. - T. 135 , N º 1 . - S. 360-371 . -doi : 10.1006 / icar.1998.5976 . - .
↑ 1 2 Simonelli, D.P.; Rossiery, L.; Tomás, PC; et al. Asimetrías de Albedo inicial/posterior de Tebe, Amaltea y Metis (inglés) // ICARUS: revista. - 2000. - vol. 147 , núm. 2 . - Pág. 353-365 . -doi : 10.1006 / icar.2000.6474 . - .
↑ Brian G. Marsden . Satélites de Júpiter // Circulares de la IAU. - 1980. - 26 de agosto ( vol. 3507 ). (descubrimiento)
↑ Synnott, SP 1979J3: Descubrimiento de un satélite previamente desconocido de Júpiter // Ciencia: diario. - 1981. - vol. 212 , n. 4501 . — Pág. 1392 . — ISSN 0036-8075 . -doi : 10.1126 / ciencia.212.4501.1392 . - . — PMID 17746259 .
↑ Brian G. Marsden . Satélites de Júpiter y Saturno // Circulares de la IAU. - 1983. - 30 de septiembre ( vol. 3872 ). (nombrando a la luna)
↑ 12 Anderson , JD; Johnson, televisión; Shubert, G.; et al. La densidad de Amalthea es menor que la del agua // Ciencia . - 2005. - vol. 308 , núm. 5726 . - P. 1291-1293 . -doi : 10.1126 / ciencia.1110422 . - . —PMID 15919987 .
↑ Ockert-Bel, ME; Quemaduras, JA; Daubar, IJ; et al. La estructura del sistema de anillos de Júpiter revelada por el experimento de imágenes de Galileo (inglés) // ICARUS: revista. - 1999. - vol. 138 , núm. 2 . - pág. 188-213 . -doi : 10.1006 / icar.1998.6072 . — .
↑ Quemaduras, JA; Showalter, MR; Hamilton, DP; et al. La formación de los débiles anillos de Júpiter // Ciencia . - 1999. - vol. 284 , núm. 5417 . - P. 1146-1150 . -doi : 10.1126 / ciencia.284.5417.1146 . - . —PMID 10325220 .