Satélites de Júpiter

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Júpiter e seus quatro maiores satélites.

Júpiter possui 67 satélites confirmados,[1] [nota 1] o maior número "seguro" de satélites entre os oito planetas do Sistema Solar.[3] Os quatro satélites mais massivos, os satélites de Galileu, foram descobertos em 1610 por Galileu Galilei, e foram os primeiros objetos descobertos pela humanidade em órbita de outro corpo que não a Terra ou o Sol. Desde o final do século XX, vários satélites menores foram descobertos, todos recebendo nomes de amantes, conquistas ou filhas do Deus romano Júpiter, ou do equivalente grego, Zeus. Os quatro satélites de Galileu são facilmente os maiores satélites em órbita do planeta, com os outros 63 satélites, mais os anéis de Júpiter, sendo responsáveis por apenas 0,003% da massa em torno do planeta.

Oito dos satélites de Júpiter são regulares, com órbitas prógradas e quase circulares, de baixa inclinação em respeito ao plano equatorial de Júpiter. Os satélites de Galileu estão em equilíbrio hidrostático, e seriam considerados planetas anões se estivessem em órbita em torno do Sol. Os outros quatro satélites regulares são muito menores e mais próximos do planeta, e servem como fonte de poeira dos anéis jupiterianos.

Os outros satélites de Júpiter são "irregulares", cujas órbitas, prógradas ou retrógradas, estão significantemente mais longe do planeta, e possuem maiores inclinações e excentricidades orbitais. Estes satélites eram provavelmente corpos menores que foram capturados pelo planeta. Outros 13 satélites recentemente descobertos que nao foram nomeados, mais um 14o, cuja órbita não foi ainda estabelecida.

Características[editar | editar código-fonte]

As características físicas dos satélites de Júpiter variam significantemente. Os quatro satélites de Galileu todos possem mais de 3 000 km de diâmetro. O maior satélite do planeta, Ganímedes, é o maior satélite natural do Sistema Solar, bem como o maior (tanto em tamanho quanto em massa) depois dos oito planetas, sendo maior em diâmetro do que Mercúrio.[4] Todos os outros satélites de Júpiter possuem menos de 250 km de diâmetro, com a maioria ligeiramente ultrapassando a marca de 5 km. Os formatos das órbitas dos satélites variam de círculos quase perfeitos e poucos inclinados a elipses altamente excêntricas e inclinadas, com vários satélites orbitando na direção oposta do sentido de rotação do planeta. O período orbital dos satélites jupiterianos varia entre sete horas (ou seja, menos do que o período de rotação do planeta) a períodos 3 000 vezes mais longos (ou seja, quase três anos terrestres).

Origem e evolução[editar | editar código-fonte]

Acredita-se que os satélites regulares de Júpiter tenham sido formados através de um disco circumplanetário, este sendo um disco de gás e poeira em acreção, um processo análogo ao de um disco protoplanetário.[5] [6] Os satélites podem ser os remanescentes de um número de satélites similares que formaram-se no início da história do planeta.[5] [7]

Simulações sugerem que, embora o disco tenha possuído uma massa relativamente baixa, que ao longo do tempo uma fração substancial (na ordem de várias dezenas de %) da massa de Júpiter capturada da nebulosa solar foi processado pelos satélites em formação. Porém, para explicar a origem dos atuais satélites regulares, um disco contendo uma massa de apenas 2% a de Júpiter é necessária.[5] Visto assim, é provável que várias gerações de satélites contendo massas similares aos dos atuais satélites de Galileu tenham existido anteriormente. Cada geração de satélites teria impactado com o planeta, devido à fricção com o disco, e com novos satélites formando-se através de material recém-capturado pelo planeta, proveniente da nebulosa solar.[5] Quando a atual geração (possivelmente a quinta) formou-se, a densidade do disco teria diminuido de tal forma que não teria interferido significantemente com as órbitas dos satélites.[7] Mesmo assim, os satélites de Galileu foram afetados pelo disco, com a distância dos satélites e Júpiter diminuido. Tais satélites foram protegidos parcialmente por uma ressonância orbital, que ainda existe no presente (de 4:2:1) entre Io, Europa e Ganímedes. A massa maior de Ganímedes, relativo aos outros satélites, significaria que o primeiro teria migrado em direção ao planeta mais rapidamente do que Europa ou Io.[5]

Acredita-se que os satélites exteriores, irregulares, tenham sido asteroides que foram capturados por Júpiter durante o período no qual o disco deste ainda era denso e massivo o suficiente para absorver uma parcela significante do momento destes asteroides, o suficiente para capturá-las em órbitas em torno do planeta. Vários partiram-se devido ao estresse sofrido durante a captura, ou posteriormente, em colisões com outros corpos pequenos, produzindo as famílias de satélites atuais.[8]

História[editar | editar código-fonte]

Júpiter e os satélites de Galileu vistos em um telescópio.
Os quatro satélites de Galileu. Da esquerda para direita, em ordem crescente de distância em relação a Júpiter: Io, Europa, Ganímedes e Calisto.

A primeira possível observação de um dos satélites de Júpiter foi realizado pelo astrônomo chinês Gan De, em 364 a.C.[9] Porém, a primeira observação dos satélites, sem incertezas, foi feita por Galileu Galilei em 1609.[10] Em março de 1610, Galileu já tinha observado Io, Europa, Ganímedes e Calisto, com seu telescópio de magnificação 30x.[11] Simon Marius argumentou que ele havia descoberto independentemente os quatro satélites durante o mesmo período, embora foi acusado por Galileu de plagiarismo; visto que Marius publicou tal descoberta quatro anos após Galileu, em 1614, o último é no geral creditado como o único descobridor dos quatro satélites.

Nenhum satélite adicional foi descoberto até que Edward Emerson Barnard descobriu Amalteia em 1892.[12] Com a ajuda de fotografia telescópica, novas descobertas foram rapidamente realizadas ao longo do século XX. Himalia foi descoberto em 1914,[13] Elara em 1905,[14] Pasife em 1908,[15] e Sinope em 1914,[16] com Lisiteia e Carme sendo descobertas em 1938,[17] Ananke em 1951,[18] e Leda em 1974.[19] Quando as sondas espaciais Voyager alcançaram Júpiter em 1979, 13 satélites haviam sido descobertos, enquanto que Temisto havia sido observado em 1975,[20] embora devido à falta de dados de observações iniciais, tinha sido perdida até 2000. As sondas Voyager descobriram três satélites interiores em 1979: Métis, Adrasteia e Tebe.[21]

Por duas décadas nenhum satélite adicional foi descoberto, porém, entre outubro de 1999 e fevereiro de 2003, pesquisadores utilizando detectores baseados na Terra encontraram 32 satélites, a maioria dos quais - 23 - foram descobertos por uma equipe liderada por Scott S. Sheppard e David C. Jewitt.[22] Todos estes satélites são pequenos, possuíndo órbitas altamente excêntricas, geralmente retrógradas, e possuindo cerca de 3 km de diâmetro, com o maior possuindo 9 km de diâmetro. Acredita-se que todos estes satélites tenham sido capturados pelo planeta, embora esta hipótese não tenha sido confirmada. Em 2010 e 2011 quatro novos satélites foram descobertos. Estas descobertas aumentaram o número de satélites descobertos para 67,[1] [nota 1] o maior número entre todos os planetas do Sistema Solar, com outros satélites pequenos, ainda não descobertos, podendo existir.

Nomenclatura[editar | editar código-fonte]

Galileu havia originalmente nomeado os quatro satélites descobertos por ele de "estrelas de Médici". Porém, Marius propôs o uso de Io, Europa, Ganímedes e Calisto, nomes de quatro amantes de Zeus.[23] Porém, a nomenclatura de Marius não foi utilizada até o século XX. Galileu, que havia rejeitado a nomenclatura proposta por Marius, inventou o sistema de numeração dos satélites, utilizando números romanos, chamando Io, Europa, Ganímedes e Calisto de Júpiter I, Júpiter II, Júpiter III e Júpiter IV, respectivamente. O uso de "primeiro satélite de Júpiter", "segundo satélite de Júpiter", e aí em diante, também foi utilizada.[23] Os atuais nomes dos satélites de Galileu tornaram-se populares no século XX, quando outros satélites (Júpiter V - Júpiter XII) foram descobertos (e não ainda nomeados).[24] Em uma convenção popular, mas não-oficial, Júpiter V, descoberto em 1892, foi nomeada de "Amalteia", utilizada pela primeira vez pelo astrônomo Camille Flammarion.[22]

Os outros satélites, na maioria da literatura astronômica, eram referidos simplesmente pelo seu numeral romano (por exemplo, Júpiter X) até a década de 1970.[25] Em 1975, a União Astronômica Internacional deu nomes oficiais para os satélites V-XIII,[26] e criou um processo formal de nomenclatura para futuros satélites descobertos.[26] Segundo a União Astronômica Internacional, os novos satélites de Júpiter devem ser nomeados em homenagem a amantes do Deus romano Júpiter, ou o equivalente grego, Zeus, e desde 2004, também em homenagem aos seus descendentes.[27] Todos os satélites de Júpiter a partir do XXXIV (Euporia) são nomeados a partir de filhas de Júpiter ou Zeus.[27]

Alguns asteroides possuem os mesmos nomes que satélites de Júpiter: 9 Métis, 38 Leda, 52 Europa, 85 Io, 113 Amalteia, e 239 Adrastea. Outros dois asteroides possuíam o mesmo nome que satélites de Júpiter, até que a União Astronômica Internacional mudou levemente o nome dos primeiros, em caráter permanente, para 1036 Ganymed e 204 Kallisto.

Grupos[editar | editar código-fonte]

As órbitas dos satélites irregulares de Júpiter, e dos agrupamentos destes: por eixo semi-maior (o eixo horizontal em Gm); pela inclinação orbital (o eixo vertical); e pela excentricidade (linhas amarelas). Os tamanhos relativos são indicados pelos círculos.

Satélites regulares[editar | editar código-fonte]

Estes estão divididos em dois grupos:

  • O grupo Amalteia ou satélites interiores é composto por satélites que orbitam muito próximos a Júpiter: Métis, Adrasteia, Amalteia e Tebe, organizados em ordem crescente de distância do planeta. Os dois primeiros orbitam em torno do planeta em menos de um dia jupiteriano, enquanto que os dois últimos são respectivamente o quinto e o sétimo maiores satélites do sistema jupiteriano. Observações sugerem que Amalteia, e possivelmente outros membros do grupo, não formou-se na órbita atual, mas sim mais longe do planeta, ou que é um corpo menor capturado pelo planeta.[28] Estes satélites, bem como um número de satélites interiores não descobertos, reabastecem e mantém o sistema de anéis jupiterianos. Métis e Adrasteia ajudam a manter o principal anel, enquanto que Amalteia e Tebe mantém cada uma seu próprio sistema de anéis.[29] [30]
  • Satélites de Galileu ou grupo principal é composto pelos quatro maiores satélites de Júpiter: Io, Europa, Ganímedes e Calisto, organizados em ordem crescente de distância do planeta. Os quatro possuem diâmetros maiores do que qualquer planeta anão descoberto, e Ganímedes é o objeto mais massivo do Sistema Solar, quando o Sol e os oito planetas não são incluídos, além de possuir um diâmetro maior do que Mercúrio. Respectivamente o quarto, sexto, primeiro e terceiro maior satélite do Sistema Solar, os quatro em conjunto agrupam 99,999% da massa em torno de Júpiter. Enquanto isto, este possui uma massa 5 mil vezes maior do que a dos quatro satélites de Galileu em conjunto. [nota 2] Os três primeiros possuem uma ressonância orbital de 1:2:4. Modelos sugerem que os quatro satélites formaram-se via a acreção lenta de material na subnebulosa jupiteriana de baixa densidade - um disco de gás e poeira que existiu em torno d oplaneta após sua formação, e que durou até 10 milhões de anos, no caso de Calisto.[32]

Satélites irregulares[editar | editar código-fonte]

Os satélites exteriores de Júpiter e suas órbitas altamente inclinadas.

Os satélites irregulares de Júpiter são substancialmente menores do que os satélites regulares, possuindo órbitas mais distantes e excêntricas. Estes satélites formam famílias que possuem parâmetros orbitais similares (tais como eixo semi-maior, inclinação e excentricidade) e composição. Acredita-se que estes grupos sejam, ao menos parcialmente, famílias dinâmicas que foram criados quando os corpos maiores (embora ainda relativamente pequenos) originais foram despedaçados em pedaços menores via impactos de asteroides capturados pelo campo gravitacional do planeta. Estas famílias possuem os nomes de seus maiores membros. Embora não exista um consenso rígido distinguindo uma família das outras, estas são tipicamente identificadas como:[33] [34] [35] (satélite)|

Temisto é o satélite irregular mais próximo do planeta, e não faz parte de qualquer família conhecida.[33] [34]
  • Os membros do grupo Himalia estão dispersos em um 1,4 Gm relativo ao seus eixo semi-maiores, possuem uma diferença de 1,6° de inclinação (média de 27,5° ± 0,8°) e excentricidades variando entre 0,11 e 0,25. Cientistas sugeriram que este grupo poderia ser um remanescente da desintegração de um asteroide capturado proveniente do cinturão de asteroides.[34] Acreditava-se que S/2000 J 11 fazia parte desse grupo, porém ele não é mais considerado uma lua de Júpiter.[2]
  • Carpo é o satélite prógrado mais distante do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.[33]
Satélites retrógrados: inclinações em ° contra excentricidade, com os grupos de Carme e Anake identificados.
  • S/2003 J 12 é o satélite retrógrado mais próximo do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.
  • As órbitas dos satélites do grupo Carme estão dispersos sob uma distância de apenas 1,2 Gm em eixo semi-maior, possuindo uma diferença média de 1,6° em inclinação (165,7 ± 0,8°), e excentricidades variando entre 0,23 e 0,27. São bastante homogêneos em cor (possuindo uma cor vermelha clara). Acredita-se que sejam provenientes da desintegração de um asteroide tipo D, possivelmente um troiano de Júpiter.[36]
  • Os satélites do grupo Ananke estão dispersos em uma distância maior do que os grupos anteriores - 2,4 Gm no eixo semi-maior - possuindo também maiores diferenças médias de inclinação (8.1°, variando entre 145,7° , 154,8°), e excentricidades (que variam entre 0,25 e 0,43). A maioria possuem uma cor cinza. Acredita-se que sejam provenientes da desintegração de um asteroide capturado.[36]
  • Os satélites do grupo Pasife são significantemente dispersos um dos outros, em uma distância de 1,3 Gm, inclinações entre 144,5° and 158,3°, e excentricidades variando entre 0,25 and 0,43.[36] Suas cores também variam significantemente, do vermelho para cinza, podendo ter sido o resultado de várias colisões múltiplas. Sinope, por vezes incluída no grupo Pasife,[36] é vermelho, porém, dado sua diferença de inclinação, pode ter sido capturado independentemente.[34] Pasife e Sinope também possuem uma ressonância secular com Júpiter.[37]
  • S/2003 J 2 é o satélite mais longíquo do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.

Tabela[editar | editar código-fonte]

Os satélites de Júpiter estão listados abaixo por ordem crescente de período orbital. Os satélites que possuem massa suficiente para colapsarem em uma esfera estão em negrito. Estes são os quatro satélites de Galileu, que são comparáveis em tamanho e massa com a Lua da Terra. Os quatro satélites interiores são muito menores. Os satélites irregulares estão em cinza quando prógrados e cinza escuro quando retrógrados.

Ordem
[nota 3]
Número
[nota 4]
Nome Imagem Diâmetro
(km)[nota 5]
Massa
(×1016 kg)
Eixo semi-maior
(km)[38]
Período orbital
(d)[38] [nota 6] [nota 7]
Inclinação
(°)[38]
Excentricidade
[33]
Descoberta
[22]
Descobridor
[22]
Grupo
[nota 8]
1 16XVI Métis
Metis.jpg
005960×40×34 1636~3,6 00127127 690 0074+7h 4m 29s 000060,06°[39] 0,000 02 1979 Synnott
(Voyager 1)
Amalteia
2 15XV Adrasteia
Adrastea.jpg
002020×16×14 152~0,2 00128128 690 0079+7h 9m 30s 000030,03°[39] 0,0015 1979 Jewitt
(Voyager 2)
Amalteia
3 05V Amalteia
Amalthea PIA02532.png
0250250×146×128 18208208 0018181 366 008+11h 57m 23s 0003740,374°[39] 0,0032 1892 Barnard Amalteia
4 14XIV Tebe
Thebe.jpg
0116116×98×84 1743~43 002221 889 009+16h 11m 17s 0010761,076°[39] 0,0175 1979 Synnott
(Voyager 1)
Amalteia
5 01I Io
Io highest resolution true color.jpg
3 6603 660,0×3 637,4
×3 630,6
2 2898 900 000 004421 700 01+1,769 137 786 000050,050°[39] 0,0041 1610 Galilei Galileu
6 02II Europa
Europa-moon.jpg
3 1213 121,6 2 2484 800 000 006671 034 03+3,551 181 041 000470,471°[39] 0,0094 1610 Galilei Galileu
7 03III Ganímedes
Ganymede g1 true.jpg
5 3625 262,4 2 31515 000 000 0101 070 412 07+7,154 552 96 0002040,204°[39] 0,0011 1610 Galilei Galileu
8 04IV Calisto
Callisto.jpg
4 8204 820,6 2 31111 000 000 0181 882 709 08+16,689 018 4 0002050,205°[39] 0,0074 1610 Galilei Galileu
9 18XVIII Temisto 00088 14690,069 077 393 216 +129,87 04545,762° 0,2115 1975/2000 Kowal & Roemer/
Sheppard et al.
Temisto
10 13XIII Leda 001616 16110,6 11 187 781 +241,75 02756227,562° 0,1673 1974 Kowal[40] Himalia
11 06VI Himalia 0170170 1867670 11 451 971 +250,37 03030,486° 0,1513 1904 Perrine Himalia
12 10X Lisiteia 003636 16636,3 11 740 560 +259,89 02700627,006° 0,1322 1938 Nicholson Himalia
13 07VII Elara
Elara2-LB1-mag17.jpg
008686 178787 11 778 034 +261,14 02929,691° 0,1948 1905 Perrine Himalia
14 99 S/2000 J 11 00044 139 +287.93 02758427.584° 0.2058 2001 Sheppard et al. Himalia?
15 46XLVI Carpo 00033 13450,004 5 17 144 873 +458,62 05656,001° 0,2735 2003 Sheppard et al. Carpo
16 99 S/2003 J 12 00011 12150,000 15 17 739 539 −482,69 142,680° 0,4449 2003 Sheppard et al. ?
17 34XXXIV Euporia 00022 13150,001 5 19 088 434 −538,78 144,694° 0,0960 2002 Sheppard et al. Ananke
18 99 S/2003 J 3 00022 13150,001 5 19 621 780 −561,52 146,363° 0,2507 2003 Sheppard et al. Ananke
19 99 S/2003 J 18 00022 13150,001 5 19 812 577 −569,73 147,401° 0,1569 2003 Gladman et al. Ananke
20 99 S/2011 J 1 00011 20 155 290 −582,22 162,8° 0,2963 2011 Sheppard et al. ?
21 99 S/2010 J 2 00011 20 307 150 −588,1 150,4° 0,307 2010 Veillet Ananke?
22 42XLII Thelxinoe 00022 13150,001 5 20 453 753 −597,61 151,292° 0,2684 2003 Sheppard et al. Ananke
23 33XXXIII Euante 00033 13450,004 5 20 464 854 −598,09 143,409° 0,2000 2002 Sheppard et al. Ananke
24 45XLV Helique 00044 1390,009 0 20 540 266 −601,40 154,586° 0,1374 2003 Sheppard et al. Ananke
25 35XXXV Ortósia 00022 13150,001 5 20 567 971 −602,62 142,366° 0,2433 2002 Sheppard et al. Ananke
26 24XXIV Iocasta 00055 14190,019 20 722 566 −609,43 147,248° 0,2874 2001 Sheppard et al. Ananke
27 99 S/2003 J 16 00022 13150,001 5 20 743 779 −610,36 150,769° 0,3184 2003 Gladman et al. Ananke
28 27XXVII Praxidique 00077 14430,043 20 823 948 −613,90 144,205° 0,1840 2001 Sheppard et al. Ananke
29 22XXII Harpalique 00044 14120,012 21 063 814 −624,54 147,223° 0,2440 2001 Sheppard et al. Ananke
30 40XL Mneme 00022 13150,001 5 21 129 786 −627,48 149,732° 0,3169 2003 Gladman et al. Ananke
31 30XXX Hermipe 00044 1390,009 0 21 182 086 −629,81 151,242° 0,2290 2002 Sheppard et al. Ananke?
32 29XXIX Tione 00044 1390,009 0 21 405 570 −639,80 147,276° 0,2525 2002 Sheppard et al. Ananke
33 12XII Ananke 002828 1633,0 21 454 952 −642,02 151,564° 0,3445 1951 Nicholson Ananke
34 50L Herse 00022 13150,001 5 22 134 306 −672,75 162,490° 0,2379 2003 Gladman et al. Carme
35 31XXXI Aitne 00033 13450,004 5 22 285 161 −679,64 165,562° 0,3927 2002 Sheppard et al. Carme
36 37XXXVII Cale 00022 13150,001 5 22 409 207 −685,32 165,378° 0,2011 2002 Sheppard et al. Carme
37 20XX Taigete 00055 14160,016 22 438 648 −686,67 164,890° 0,3678 2001 Sheppard et al. Carme
38 99 S/2003 J 19 00022 13150,001 5 22 709 061 −699,12 164,727° 0,1961 2003 Gladman et al. Carme
39 21XXI Caldene 00044 13750,007 5 22 713 444 −699,33 167,070° 0,2916 2001 Sheppard et al. Carme
40 99 S/2003 J 15 00022 13150,001 5 22 720 999 −699,68 141,812° 0,0932 2003 Sheppard et al. Ananke?
41 99 S/2003 J 10 00022 13150,0015 22 730 813 −700,13 163,813° 0,3438 2003 Sheppard et al. Carme?
42 99 S/2003 J 23 00022 13150,001 5 22 739 654 −700,54 148,849° 0,3930 2004 Sheppard et al. Pasife
43 25XXV Erinome 00033 13450,004 5 22 986 266 −711,96 163,737° 0,2552 2001 Sheppard et al. Carme
44 41XLI Aoede 00044 1390,009 0 23 044 175 −714,66 160,482° 0,6011 2003 Sheppard et al. Pasife
45 44XLIV Calicore 00022 13150,001 5 23 111 823 −717,81 164,605° 0,2041 2003 Sheppard et al. Carme?
46 23XXIII Calique 00055 14190,019 23 180 773 −721,02 165,505° 0,2139 2001 Sheppard et al. Carme
47 11XI Carme 004646 171313 23 197 992 −721,82 165,047° 0,2342 1938 Nicholson Carme
48 17XVII Caliroe 00099 14870,087 23 214 986 −722,62 139,849° 0,2582 2000 Gladman et al. Pasife
49 32XXXII Euridome 00033 13450,004 5 23 230 858 −723,36 149,324° 0,3769 2002 Sheppard et al. Pasife?
50 99 S/2011 J 2 00011 23 329 710 −725,06 151,8° 0,3867 2011 Sheppard et al. Pasife?
51 38XXXVIII Pasite 00022 13150,001 5 23 307 318 −726,93 165,759° 0,3288 2002 Sheppard et al. Carme
52 99 S/2010 J 1 00022 23 314 335 −723,2 163,2° 0,320 2010 Jacobson et al. Pasife?
53 49XLIX Coré 00022 13150,001 5 23 345 093 −776,02 137,371° 0,1951 2003 Sheppard et al. Pasife
54 48XLVIII Cilene 00022 13150,001 5 23 396 269 −731,10 140,148° 0,4115 2003 Sheppard et al. Pasife
55 47XLVII Euquelade 00044 1390,009 0 23 483 694 −735,20 163,996° 0,2828 2003 Sheppard et al. Carme
56 99 S/2003 J 4 00022 13150,001 5 23 570 790 −739,29 147,175° 0,3003 2003 Sheppard et al. Pasife
57 08VIII Pasife 006060 17330 23 609 042 −741,09 141,803° 0,3743 1908 Gladman et al. Pasife
58 39XXXIX Hegemone 00033 13450,004 5 23 702 511 −745,50 152,506° 0,4077 2003 Sheppard et al. Pasife
59 43XLIII Arque 00033 13450,004 5 23 717 051 −746,19 164,587° 0,1492 2002 Sheppard et al. Carme
60 26XXVI Isonoe 00044 13750,007 5 23 800 647 −750,13 165,127° 0,1775 2001 Sheppard et al. Carme
61 99 S/2003 J 9 00011 12150,000 15 23 857 808 −752,84 164,980° 0,2761 2003 Sheppard et al. Carme
62 99 S/2003 J 5 00044 1390,009 0 23 973 926 −758,34 165,549° 0,3070 2003 Sheppard et al. Carme
63 09IX Sinope 003838 16757,5 24 057 865 −762,33 153,778° 0,2750 1914 Nicholson Pasife
64 36XXXVI Esponde 00022 13150,001 5 24 252 627 −771,60 154,372° 0,4431 2002 Sheppard et al. Pasife
65 28XXVIII Autonoe 00044 1390,009 0 24 264 445 −772,17 151,058° 0,3690 2002 Sheppard et al. Pasife
66 19XIX Megaclite 00055 14210,021 24 687 239 −792,44 150,398° 0,3077 2001 Sheppard et al. Pasife
67 99 S/2003 J 2 00022 13150,001 5 30 290 846 9−1 077,02 153,521° 0,1882 2003 Sheppard et al. ?

Notas

  1. a b S/2000 J 11 não é considerado mais um satélite de Júpiter.[2]
  2. A massa de Júpiter é de 1,898 x 1027 kg[31] enquanto que a dos satélites de Galileu é de 3,93-4,28 x 1023 kg.
  3. Ordem refere-se à posição em relação a outros satélites  com respeito à distância média de Júpiter,
  4. Refere-se ao número romano atribuído a cada satélite na sua descoberta,
  5. Diâmetros com entradas múltiplas  tais como "60×40×34"  indicam que o satélite em questão não é uma esfera quase perfeita  e que cada uma de suas dimensões foi medida com precisão suficiente,
  6. Períodos com valores negativos são retrógrados,
  7. Note que alguns dos eixos semi-maiores foram computados utilizando o valor µ  enquanto que as excentricidades foram tomadas utilizando a inclinação em relação ao plano de Laplace local.
  8. "?" refere-se a satélites os quais cientistas possuem dúvidas sobre os grupos que estes pertencem,

Referências

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