Métis (satélite)

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Métis
Satélite Júpiter XVI
Metis.jpg
Imagem de Métis tirada pela sonda Galileu.
Características orbitais[1] [2] [3]
Semieixo maior 128 000 km
(1,792 RJ)
Periastro 127 974 km
Apoastro 128 026 km
Excentricidade 0,0002
Período orbital 0,294780 d (7,0747 h)
Velocidade orbital média 31,501 km/s
Inclinação 0,06 °
Argumento do periastro 297,177°
Longitude do nó ascendente 146,912°
Características físicas
Dimensões 60×40×34 km[4]
Diâmetro equatorial 21,5 ± 2,0[4] [5] km
Volume ~42 700 km³
Massa 3,6 ×1016 kg
Densidade média 0,86 g/cm³
Gravidade equatorial 0,0005 g
Período de rotação rotação síncrona
Velocidade de escape 0,012 km/s
Inclinação axial 0[4]
Albedo 0,061 ± 0,003[5] [6]
Temperatura média: 123 ºC
Magnitude aparente 17,5[5]

Métis, também conhecido como Júpiter XVI, é o mais interno satélite natural de Júpiter . Foi descoberto em 1980 por Stephen Synnott em imagens tiradas pela Voyager 2,[7] e foi nomeado em 1983 a partir da primeira esposa de Zeus, Métis. Outras observações feitas entre o início de 1996 e setembro de 2003 pela sonda Galileu permitiram que a superfície da lua fosse fotografada.

Em Métis há acoplamento de marés, o que deixa a forma da lua altamente assimétrica, com o diâmetro equatorial sendo quase duas vezes maior que o polar. Métis é um dos três satélites naturais do Sistema Solar onde o período de rotação do planeta que orbita é maior que o período orbital do satélite (os outros são Adrasteia de Júpiter e Fobos de Marte). Sua órbita está localizada dentro do anel principal de Júpiter, sendo um contribuidor principal do material dos anéis.

Descoberta e observações[editar | editar código-fonte]

Métis foi descoberto em 1979 (ou 1980 [7] ) por Stephen P. Synnott em imagens tiradas pela sonda Voyager 1 (ou Voyager 2 [7] ) e recebeu a designação provisória S/1979 J 3.[8] [9] Em 1983 foi nomeado oficialmente a partir do ser mitológico Métis, uma titã que foi a primeira esposa de Zeus (o equivalente grego de Júpiter).[10] As fotografias tiradas pela Voyager 1 mostram Métis apenas como um pequeno ponto, portanto o conhecimento sobre Métis foi muito limitado até a chegada da sonda Galileu, que fotografou quase toda a superfície.[4]

Características físicas[editar | editar código-fonte]

Métis tem uma forma irregular de 60×40×34 km, e é o segundo menor satélite do grupo Amalteia.[4] Sua massa não é conhecida, mas assumindo que sua densidade é parecida à de Amalteia (~0,86 g/cm³),[11] sua massa pode ser estimada em ~3,6×1016 kg. A densidade de Métis implica que a lua é composta de gelo de água com uma porosidade de 10–15%, e Adrasteia pode ser similar.[11]

A superfície de Métis possui muitas crateras. Ela é escura e avermelhada. Há uma grande assimetria entre os hemisférios: o hemisfério condutor (o hemisfério voltado para a direção do movimento orbital) é 1,3 vezes mais brilhante que o outro. A assimetria provavelmente é causada pela alta velocidade e frequência de impactos no hemisfério condutor, que escava um material brilhante (provavelmente gelo) do interior da lua.[6]

Órbita[editar | editar código-fonte]

Métis é a lua mais interna de Júpiter, orbitando o planeta a uma distância média de 128 000 km (1,79 vezes o raio de Júpiter), dentro do anel principal de Júpiter. Sua órbita tem uma pequena excentricidade e inclinação (0,0002 e 0,06° respectivamente) [1] [2] [3] ou (0,0012 e 0,019° respectivamente [7] ).

Devido ao acoplamento de marés, a rotação de Métis é síncrona com o período orbital, deixando uma face sempre virada para Júpiter. Ao longo de grandes períodos de tempo, isso forçou Métis para sua menor configuração de energia, que é tendo o maior eixo alinhado com Júpiter.[2] [4] O raio orbital de Métis e Adrasteia continua decrescendo, mas a uma taxa tal que espera-se que estas luas sobrevivam enquanto o próprio sistema solar continuar existindo.[2]

Relação com os anéis de Júpiter[editar | editar código-fonte]

Ver também: Anéis de Júpiter

A órbita de Métis está localizada ~1000 km dentro do anel principal de Júpiter. Métis orbita Júpiter dentro de uma larga abertura de ~500 km no anel.[2] [12] A abertura é claramente relacionada com a lua, mas a origem dessa conexão não foi definida. Métis fornece uma parte significativa da poeira do anel principal.[13] Esse material consiste principalmente de material ejetado da superfície das quatro luas internas de Júpiter por impactos de meteoritos. É fácil o ejecta do impacto se perder dos satélites porque a superfície deles está muito perto da borda das suas esferas de Roche devido a suas baixas densidades.[2]

Referências

  1. a b 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 [S.l.: s.n.] 34: 883. 
  2. a b c d e f 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». In: Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere (PDF) Cambridge University Press [S.l.] 
  3. a b «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters». Jet Propulsion Laboratory. Consultado em 05/12/2010. 
  4. a b c d e f Thomas, P.C.; Burns, J.A.; Rossier, L.; et al. (1998). «The Small Inner Satellites of Jupiter». ICARUS [S.l.: s.n.] 135: 360–371. doi:10.1006/icar.1998.5976. 
  5. a b c «Planetary Satellite Physical Parameters». Jet Propulsion Laboratory. Consultado em 05/12/2010. 
  6. a b Simonelli, D.P.; Rossiery, L.; Thomas, P.C.; et al. (2000). «Leading/Trailing Albedo Asymmetries of Thebe, Amalthea, and Metis». ICARUS [S.l.: s.n.] 147: 353–365. doi:10.1006/icar.2000.6474. 
  7. a b c d NASA, Solar System Exploration, Metis [em linha]
  8. Brian G. Marsden (1980-08-26). «Satellites of Jupiter». IAU Circulars [S.l.: s.n.] 3507. (discovery)
  9. Synnott, S.P. (1981). «1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter». Science [S.l.: s.n.] 212 (4501): 1392. doi:10.1126/science.212.4501.1392. PMID 17746259. 
  10. Brian G. Marsden (1983-09-30). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circulars [S.l.: s.n.] 3872.  (nomeando a lua)
  11. a b Anderson, J.D.; Johnson, T.V.; Shubert, G.; et al. (2005). «Amalthea’s Density Is Less Than That of Water». Science [S.l.: s.n.] 308 (5726): 1291–1293. doi:10.1126/science.1110422. PMID 15919987. 
  12. Ockert-Bel, M.E.; Burns, J.A.; Daubar, I.J.; et al. (1999). «The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment». ICARUS [S.l.: s.n.] 138: 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072. 
  13. Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings». Science [S.l.: s.n.] 284 (5417): 1146–1150. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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