Tebe (satélite)

El ser
Satélite

Fotografía de AMS " Galileo " el 4 de enero de 2000
Apertura
Descubridor Stephen Sinnot / Voyager 1
fecha de apertura 5 de marzo de 1979
Características orbitales
perihelio 218.000 kilometros
Afelio 226.000 kilometros
Periódico 218 000 kilómetros [1]
Apoiovy 226 000 kilómetros [1]
Eje mayor  ( a ) 221889,0 ± 0,6 km
(3,11 RJ ) [2]
Excentricidad orbital  ( e ) 0,0175 ± 0,0004 [2]
período sideral 0,674536 ± 0,000001 días
(16 horas 11,3 minutos) [2]
Velocidad orbital  ( v ) 23,923 km/s (promedio) [1]
Inclinación  ( i ) 1,076 ± 0,003°
(hasta el ecuador de Júpiter) [2]
cuyo satélite Júpiter
características físicas
Dimensiones 116×98×84 kilometros [3]
Radio medio 49,3 ± 2,0 kilómetros [3]
Volumen ( V ) ~5 ⋅10 5 km³ [1]
Masa ( m ) 4.3⋅10 17 kg [1]
Densidad media  ( ρ ) 0,86 g/cm³ (supuesto)
Aceleración de la gravedad en el ecuador ( g ) ~0,020 m/s²
(0,004 Tierra) [1]
Segunda velocidad de escape  ( v 2 ) ~0,040 km/s [1]
Período de rotación  ( T ) sincronizado
Inclinación del eje nulo
Albedo 0,047 ± 0,003 [4]
La temperatura
en una superficie ~124K
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Thebe ( griego antiguo Θήβη ; forma latinizada de Theba , Thebe ) es un satélite natural de Júpiter , el cuarto en distancia del planeta. Fue descubierta por Stephen Sinnot en fotografías de prueba del espacio de la Voyager 1 tomadas el 5 de marzo de 1979 y tentativamente denominadas S/1979 J 2 [5] [6] . Más tarde se encontró en fotografías fechadas anteriormente el 27 de febrero de 1979. En 1983, el satélite recibió oficialmente el nombre de la ninfa mitológica Tebas , hija del rey del río Asopo y amante de Zeus (el equivalente griego de Júpiter) [7] .

Órbita

Tebe es la más distante de las lunas interiores de Júpiter. Se encuentra a una distancia de unos 222.000 km (3,11 radios de Júpiter). La órbita de Tebas tiene una excentricidad de alrededor de 0,018 y una inclinación de aproximadamente 1,08° con respecto al ecuador de Júpiter [2] . Estos valores son inusualmente altos para las lunas interiores y pueden deberse a la influencia de la luna interior galileana Io ; en el pasado, la órbita de Thebe estaba en resonancia orbital con Io, que formó su órbita actual [8] .

La órbita de Tebas se encuentra cerca del borde exterior del anillo de Tebas , que está formado por polvo expulsado de la superficie de la luna [9] .

Características físicas

Tebe tiene una forma irregular, cercana a un elipsoide triaxial con ejes de 116×98×84 km. Su densidad aparente y su masa no se conocen con exactitud, pero la densidad estimada es cercana a la de Amalthea (alrededor de 0,86 g/cm³) [3] . La masa de Tebas se estima en 4,3⋅10 17 kg.

La rotación de Tebas alrededor de su eje está sincronizada con su circulación alrededor de Júpiter, por lo que el satélite mira al planeta con el mismo lado, como todos los satélites interiores de Júpiter. Está orientado en el espacio de modo que el extremo alargado del eje siempre se dirige hacia Júpiter. Las regiones más cercanas a Júpiter y más alejadas de Júpiter en la superficie de Tebas están cerca del límite de Roche , donde la fuerza de atracción en la superficie de Tebas es sólo ligeramente mayor que la fuerza centrífuga . Como resultado , la velocidad de escape es muy baja, lo que permite que el polvo y los desechos de los impactos de meteoritos abandonen fácilmente la superficie del satélite. Este polvo forma uno de los anillos de Júpiter (el anillo de Tebas) [8] .

La superficie de Tebas es oscura con una transición a tonalidades rojizas [4] . El brillo del hemisferio frontal del satélite es 1,3 veces mayor que el brillo de la parte posterior. La asimetría probablemente se deba a la mayor velocidad y frecuencia de los impactos de meteoritos en el hemisferio delantero; como resultado de estos impactos, el hielo es expulsado a la superficie desde grandes profundidades [4] . La superficie de Tebas está muy picada. Al menos tres o cuatro cráteres de impacto son comparables en tamaño al diámetro de Tebe. El cráter más grande (de unos 40 km de diámetro) se encuentra en el lado opuesto a la dirección de Júpiter, y se llama Zethus (esta es la única formación en la superficie de Tebas que tiene su propio nombre). Hay varios puntos brillantes en el borde de este cráter [3] .

Investigación

Tebe fue descubierta en imágenes tomadas por la Voyager 1 por Steven Sinnot , miembro del equipo de navegación de la Voyager [6] . Sin embargo, antes de la llegada del módulo de aterrizaje Galileo a Júpiter, el conocimiento de la luna era muy limitado. Galileo fotografió casi toda la superficie de Tebas e hizo ajustes en su composición.

Notas

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Calculado en base a otros parámetros
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Cooper, Nueva Jersey; Murray, CD; Porco, CC ; Spitale, JN Cassini Observaciones astrométricas de la ISS de los satélites jovianos internos, Amaltea y Tebe  (inglés)  // ICARUS: revista. - 2006. - vol. 181 . - pág. 223-234 . -doi : 10.1016 / j.icarus.2005.11.007 . Archivado desde el original el 30 de julio de 2019.
  3. ↑ 1 2 3 4 Thomas, PC; Quemaduras, JA; Rossier, L.; et al. Los Pequeños Satélites Interiores de Júpiter  // ICARUS. - 1998. - T. 135 . - S. 360-371 . -doi : 10.1006 / icar.1998.5976 . Archivado desde el original el 23 de agosto de 2014.
  4. ↑ 1 2 3 Simonelli, DP; Rossiery, L.; Tomás, PC; et al. Asimetrías de Albedo líder/posterior de Tebe, Amaltea y Metis   : revista . Archivado desde el original el 30 de julio de 2019.
  5. ↑ IAUC 3470: Satélites de Júpiter 28 de abril de 1980 (descubrimiento de Tebas)
  6. ↑ 1 2 Synnott, SP 1979J2: El descubrimiento de un satélite joviano previamente desconocido  //  Science : journal. - 1980. - vol. 210 , núm. 4471 . - Pág. 786-788 .
  7. ↑ IAUC 3872: Satélites de Júpiter y Saturno 30 de septiembre de 1983 (nombre del satélite)
  8. ↑ 1 2 Burns, JA; DP Simonelli y MR Showalter et al. (2004), "Júpiter's Ring-Moon System" Archivado el 15 de julio de 2021 en Wayback Machine , en Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB, Júpiter: El planeta, Satélites y Magnetosfera , Cambridge University Press.
  9. ↑ Quemaduras, JA; Showalter, MR; Hamilton, DP; et al. La formación de los débiles anillos de Júpiter   // Ciencia . - 1999. - vol. 284 . - P. 1146-1150 . -doi : 10.1126 / ciencia.284.5417.1146 . Archivado desde el original el 13 de febrero de 2008.

Enlaces

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  • S/2011J1
  • S/2003J2
Listado en grupos en orden ascendente del semieje mayor de la órbita