Métis (satélite)

Métis
Métis
	Imagem tirada pela geradora de imagens de estado sólido da Galileo entre novembro de 1996 e junho de 1997
Descoberta
Descoberto por	Stephen P. Synnott
Data da descoberta	4 de março de 1979
Designações
Nomeado em homenagem a	Μήτις Mētis
Adjetivos	Metidiano, metideano
Características orbitais
Periapsis	127.974 km
Apoapsis	128.026 km
Raio médio da órbita	128.000 km (1,792 RJ)
Excentricidade	0,0002
Período orbital (sideral)	0,294780 d (7 h 4,5 min)
Velocidade orbital média	31,501 km/s
Inclinação	0,06° (para o equador de Júpiter)
Satélite de	Júpiter
Características físicas
Dimensões	60 km × 40 km × 34 km
Raio médio	21,5 ± 2,0 km
Área da superfície	≈ 6.200 km2
Volume	≈ 42.700 km3
Massa	≥6,4 × 1016 kg
Densidade média	≥1,5 g/cm3
Gravidade superficial	≥0,8 cm/s2 (média)
Período de rotação sinódica	síncrona
Inclinação axial	zero
Albedo	0,061 ± 0,003
Temperatura	≈ 123 K

Métis, também conhecida como Júpiter XVI, é a lua de Júpiter mais interna conhecida. Ela foi descoberta em 1979 em imagens obtidas pela Voyager 1 e recebeu o nome em 1983, em homenagem à titã Métis, a primeira esposa de Zeus e mãe de Atena. Observações adicionais feitas entre o início de 1996 e setembro de 2003 pela sonda Galileo permitiram o registro de imagens de sua superfície.

Métis está sincronizada com Júpiter e sua forma é fortemente assimétrica, com o maior diâmetro sendo quase o dobro do menor. Ela é também uma das duas luas conhecidas que orbitam Júpiter em menos tempo que o dia de Júpiter, sendo Adrasteia a outra. Ela orbita dentro do ane principal de Júpiter e acredita-se que seja uma das principais contribuintes de material anular.

Descoberta e observações

Métis foi descoberta em 1979 por Stephen P. Synnott em imagens tiradas pela sonda Voyager 1 e foi provisoriamente designada como S/1979 J 3.^[5]^[6] Em 1983, ela foi oficialmente nomeada em homenagem à mitológica Métis, uma titã que foi a primeira esposa de Zeus (o protótipo grego para o deus romano Júpiter) que entre ela e Zeus deu à luz uma filha, Atena.^[7] As fotografias tiradas pela Voyager 1 mostraram Métis apenas como um ponto e, portanto, o conhecimento sobre Métis era muito limitado até a chegada da sonda Galileu. A Galileu fotografou quase toda a superfície de Metis e impôs restrições à sua composição em 1998.^[3]

Características físicas

Metis fotografada pela *Galileo* em 4 de janeiro de 2000

Métis tem uma forma irregular e mede 60 km × 40 km × 34 km de diâmetro, o que a torna a segunda menor das quatro luas internas de Júpiter.^[3] Portanto, uma estimativa muito aproximada de sua área de superfície poderia ser colocada entre 5.800 e 11.600 quilômetros quadrados (aproximadamente 8.700). A composição em massa e a massa de Metis não são conhecidas, mas é provável que sua densidade média seja de 1,5 g/cm3 ou superior,^[8] e sua massa pode, portanto, ser estimada em ~6,4 × 10¹⁶ kg ou superior.

A superfície de Métis é densamente craterizada, escura e aparenta ser avermelhada. Há uma assimetria substancial entre os hemisférios anterior e posterior: o hemisfério anterior é 1,3 vezes mais brilhante que o posterior. A assimetria é provavelmente causada pela maior velocidade e frequência de impactos no hemisfério anterior, que escava um material brilhante (presumivelmente gelo) de seu interior.^[4]

Órbita e rotação

Métis é a mais interna das quatro pequenas luas internas de Júpiter. Ela orbita Júpiter a uma distância de aproximadamente 128.000 km (1,79 raios de Júpiter) dentro do anel principal de Júpiter. A órbita de Métis tem excentricidade (~0,0002) e inclinação (~0,06°) muito pequenas em relação ao equador de Júpiter.^[1]^[2]

Devido ao bloqueio de maré, Métis gira sincronizadamente com seu período orbital (cerca de 7 horas), com seu eixo mais longo alinhado em direção a Júpiter.^[2]^[3] Júpiter projeta uma sombra sobre toda Métis por 68 minutos a cada dia Metiano.^[a]

Métis está dentro do raio da órbita síncrona de Júpiter (assim como Adrasteia) e, como resultado, as forças de maré causam lentamente o decaimento de sua órbita. Se sua densidade for semelhante à de Amalteia, a órbita de Métis está dentro do limite de Roche pra fluidos; no entanto, como não se rompeu, deve estar fora de seu limite de Roche pra rígidos.^[2]

Relação com os anéis de Júpiter

A órbita de Métis situa-se a aproximadamente 1.000 km dentro do anel principal de Júpiter. Ela orbita dentro de uma "lacuna" ou "entalhe" de aproximadamente 500 km de largura no anel.^[2]^[9] A lacuna está claramente relacionada de alguma forma à lua, mas a origem dessa conexão não foi estabelecida. Métis fornece uma parte significativa da poeira do anel principal.^[10] Esse material parece consistir principalmente de material ejetado das superfícies dos quatro pequenos satélites internos de Júpiter por impactos de meteoritos. É fácil que os ejetos do impacto dos satélites se percam para o espaço porque as superfícies dos satélites ficam bem próximas da borda de suas esferas de Roche devido às suas baixas densidades.^[2]

Ver também

Notas

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Calculado com base em outros parâmetros.

Referências

Citações

↑ ^a ^b ^c ^d ^e Evans Porco et al. 2002.
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ Burns Simonelli et al. 2004.
↑ ^a ^b ^c ^d Thomas Burns et al. 1998.
↑ ^a ^b Simonelli Rossier et al. 2000.
↑ IAUC 3507.
↑ Synnott 1981.
↑ IAUC 3872.
↑ Anderson Johnson et al. 2005.
↑ Ockert-Bell Burns et al. 1999.
↑ Burns Showalter et al. 1999.

Fontes

Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Schubert, G.; Asmar, S.; Jacobson, R. A.; Johnston, D.; Lau, E. L.; Lewis, G.; Moore, W. B.; Taylor, A.; Thomas, P. C.; Weinwurm, G. (27 de maio de 2005). «Amalthea's Density is Less Than That of Water». Science. 308 (5726): 1291–1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422
Burns, Joseph A.; Showalter, Mark R.; Hamilton, Douglas P.; Nicholson, Philip D.; de Pater, Imke; Ockert-Bell, Maureen E.; Thomas, Peter C. (14 de maio de 1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings» (PDF). Science. 284 (5417): 1146–1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146. Arquivado do original (PDF) em 5 de dezembro de 2020
Burns, Joseph A.; Simonelli, Damon P.; Showalter, Mark R.; Hamilton, Douglas P.; Porco, Carolyn C.; Throop, Henry; Esposito, Larry W. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System» (PDF). In: Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. pp. 241–262. Bibcode:2004jpsm.book..241B. ISBN 978-0-521-81808-7
Evans, M. W.; Porco, C. C.; Hamilton, D. P. (setembro de 2002). «The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations». Bulletin of the American Astronomical Society. 34. 883 páginas. Bibcode:2002DPS....34.2403E
Marsden, Brian G. (26 de agosto de 1980). «Satellites of Jupiter». IAU Circular (3507). Consultado em 28 de março de 2012 (discovery)
Marsden, Brian G. (30 de setembro de 1983). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circular (3872). Consultado em 28 de março de 2012 (naming the moon)
Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; Thomas, P. C.; Veverka, J.; Belton, M. J. S.; Klaasen, K. P. (1 de abril de 1999). «The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment». Icarus. 138 (2): 188–213. Bibcode:1999Icar..138..188O. doi:10.1006/icar.1998.6072
Simonelli, D. P.; Rossier, L.; Thomas, P. C.; Veverka, J.; Burns, J. A.; Belton, M. J. S. (outubro de 2000). «Leading/Trailing Albedo Asymmetries of Thebe, Amalthea, and Metis». Icarus. 147 (2): 353–365. Bibcode:2000Icar..147..353S. doi:10.1006/icar.2000.6474
Synnott, S. P. (19 de junho de 1981). «1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter». Science. 212 (4501). 1392 páginas. Bibcode:1981Sci...212.1392S. ISSN 0036-8075. PMID 17746259. doi:10.1126/science.212.4501.1392
Thomas, P. C.; Burns, J. A.; Rossier, L.; Simonelli, D.; Veverka, J.; Chapman, C. R.; Klaasen, K.; Johnson, T. V.; Belton, M. J. S.; Galileo Solid State Imaging Team (setembro de 1998). «The Small Inner Satellites of Jupiter». Icarus. 135 (1): 360–371. Bibcode:1998Icar..135..360T. doi:10.1006/icar.1998.5976

Ligações externas

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[calculated-1] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Calculado com base em outros parâmetros.

[FOOTNOTEEvans_Porco_et_al.2002-2] Evans Porco et al. 2002.

[FOOTNOTEBurns_Simonelli_et_al.2004-3] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ Burns Simonelli et al. 2004.

[FOOTNOTEThomas_Burns_et_al.1998-4] Thomas Burns et al. 1998.

[FOOTNOTESimonelli_Rossier_et_al.2000-5] Simonelli Rossier et al. 2000.

[FOOTNOTEIAUC_3507-6] IAUC 3507.

[FOOTNOTESynnott1981-7] Synnott 1981.

[FOOTNOTEIAUC_3872-8] IAUC 3872.

[FOOTNOTEAnderson_Johnson_et_al.2005-9] Anderson Johnson et al. 2005.

[FOOTNOTEOckert-Bell_Burns_et_al.1999-10] Ockert-Bell Burns et al. 1999.

[FOOTNOTEBurns_Showalter_et_al.1999-11] Burns Showalter et al. 1999.

[a]

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[9]

[10]

v d e Luas de Júpiter
Ordenadas por distância crescente a Júpiter. Nomes temporários em itálico.
Grupo Amalteia	Métis · Adrasteia · Amalteia · Tebe
Luas de Galileu	Io · Europa · Ganímedes · Calisto
Grupo Temisto	Temisto
Grupo Himalia	Leda · Himalia · S/2018 J 1 · S/2017 J 4 · Lisiteia · Elara · Dia
Grupo Carpo	Carpo
Grupo S/2016 J 2	S/2016 J 2
Grupo Ananke	S/2003 J 12(?) · Euporia · Júpiter LX · Júpiter LV · Júpiter LII · Telxinoi · Euante · Helique · Ortósia · S/2017 J 7 · Júpiter LIV · S/2017 J 3 · Iocasta · S/2003 J 16 · Praxidique · Harpalique · Mneme · Hermipe · Tione · S/2017 J 9 · Ananke
Grupo Carme	S/2011 J 1(?) · Herse · Aitne · Cale · Taigete · S/2003 J 19 · Caldene · S/2003 J 10(?) · Erinome · Calicore · S/2017 J 5 · S/2017 J 8 · Calique · Carme · S/2017 J 2 · Pasite · Júpiter LI · Euquelade · Arque · Isonoe · S/2003 J 9 · Júpiter LVII
Grupo Pasife	S/2017 J 6 · Júpiter LVIII · S/2003 J 23 · Aoede · Caliroe · Euridome · Coré · Cilene · Júpiter LVI · Júpiter LIX · S/2003 J 4(?) · Pasife · Hegemone · Sinope · Esponde · Autonoe · Megaclite · S/2003 J 2(?)
Anéis de Júpiter