Adrasteia

Adrasteia
Imagem de Adrasteia obtida pela sonda Galileo entre novembro de 1996 e junho de 1997
Descoberta
Descoberto por
Data da descoberta8 de julho de 1979
Designações
Nomeado em homenagem aἈδράστεια Adrasteia
AdjetivosAdrasteano
Características orbitais
Semieixo maior129000 km
Excentricidade0,0015
Período orbital (sideral)0,29826 dia
(7 h, 9.5 min)
Velocidade orbital média31,378 km/s
Inclinação0,03° em relação ao equador de Júpiter
Satélite deJúpiter
Características físicas
Dimensões20 × 16 × 14 km
Raio médio8,2±2,0 km
Volume≈ 2345 km3
Massa2×1015 kg
Densidade média0,86 g/cm³
Gravidade superficial0,0004 m/s²
Velocidade de escape0,008 km/s
Período de rotação sideralsíncrona
Albedo0,10±0,045
Temperatura≈ 122 K
Atmosfera
Pressão da superfícieInexistente

Adrasteia, também conhecida como Júpiter XV, é o segundo por distância, e o menor dos satélites de Júpiter do Grupo Amalteia. Ele foi descoberto com fotografias tiradas pela Voyager 2 em 1979, sendo o primeiro satélite natural a ser descoberto com imagens tiradas com uma sonda interplanetária, em vez de imagens por telescópios. Ele foi nomeado oficialmente a partir do ser mitológico Adrasteia, filha do deus grego Zeus. Adrasteia é uma das poucas luas descobertas no sistema solar que orbita seu planeta em um tempo menor do que a rotação dele. Ele orbita Júpiter na borda do anel principal e pensa-se que é o principal contribuinte de materiais para os Anéis de Júpiter.

Descobrimento e observações

Descoberta de Adrasteia, tomado em 8 de julho de 1979 pela sonda Voyager 2. Adrasteia é o ponto justo no meio, continuando a linha dos anéis Jovianos.

Adrasteia foi descoberto por David C. Jewitt e G. Edward Danielson nas fotografias da sonda Voyager 2 tomadas em 8 de julho de 1979, e recebeu a sua designação S/1979 J 1 após a publicação da descoberta na revista Science (vol. 206, p. 951, 23 de novembro de 1979). Embora apareça apenas como um ponto, foi o primeiro satélite a ser descoberto por uma nave interplanetária. Prontamente, depois da sua descoberta, outros dois dos satélites interiores de Júpiter (Tebe e Métis) foram observados nas imagens tomadas algumas semanas antes pela sonda Voyager 1. A nave Galileu foi habilitada para determinar a forma do satélite em 1998, mas as imagens capturadas foram pobres. Em 1983, Adrasteia foi oficialmente nomeado em honra à ninfa grega Adrasteia, a filha de Zeus e o seu amante Ananké.

Características físicas

Adrasteia tem uma forma irregular com umas medidas de 20×16×14 km. Isto faz que Adrasteia seja o menor dos quatro satélites interiores. A composição e massa de Adrasteia não são conhecidas, mas assumindo que a sua densidade média seja como a de Amalteia,(cerca de 0,86 g/cm³) a sua massa pode ser estimada em perto de 2×1015 kg. A densidade de Amalteia implica que o satélite está composto de água em forma de gelo com uma porosidade entre 10 e 15 por cento, e Adrasteia pode ser muito similar.

Não há pormenores da superfície conhecidos, dada a baixa resolução das imagens disponíveis.

Órbita

Adrasteia é o segundo satélite mais próximo a Júpiter e o menor dos quatro satélites interiores que compõem o grupo Amalteia. Orbita a Júpiter num raio próximo a 129 000 km (1,806 raios de Júpiter) no lado exterior do anel principal. Adrasteia é somente um dos três satélites no sistema solar conhecido por orbitar o seu planeta em menos tempo que o que dura o dia do planeta, os outros dois, são Métis, e Fobos satélite de Marte. A órbita tem uma pequena excentricidade de 0,0018 e uma inclinação de aproximadamente 0,03°. A inclinação é relativa ao equador de Júpiter.

Dado o Acoplamento de maré, Adrasteia rota sincronicamente com o seu período orbital, mantendo uma cara sempre olhando para o planeta. O seu eixo mais longo está alinhado para Júpiter, sendo esta a configuração de menor energia.

Relação com os anéis de Júpiter

Imagens do anel principal de Júpiter obtidas pela sonda New Horizons. Em cima em retrodispersão e embaixo em dispersão. Um débil anel exterior, justo fora da órbita de Adrasteia. Um oco entre as órbitas de Métis e Adrasteia é claramente visível. Métis está justo dentro do brilho exterior (~1000 km) como parte do anel.

Adrasteia é o maior contribuinte do material nos anéis de Júpiter. Este material parece consistir principalmente em nome da superfície dos quatro satélites interiores de Júpiter, que é ejetado pelos impactos de meteoritos, e facilmente perde-se no espaço. Esta perda produz-se, pela baixa densidade dos satélites, o que faz que a sua superfície se encontre muito perto da beira da sua Esfera de Hill e não permite que o material volte para o satélite.

Aparentemente, Adrasteia é a fonte maior do material deste anel. Isto é evidenciado pela alta densidade do anel na cercania da órbita de Adrasteia. Mais precisamente, a órbita de Adrasteia acerca-se mais à margem exterior do anel principal de Júpiter. A exata extensão do material visível do anel depende do ângulo de fase das imagens: na dispersão da luz, Adrasteia fica fora do anel principal, mas na retrodispersão da luz (a qual revela partículas muito maiores) aparece também um pequeno anel fora da órbita de Adrasteia.

Ver também

Notas e referências

Notas

  1. ↑ Valor aproximado, calculado.

Referências

  1. ↑ A.H. Clough (1905). Plutarch's Lives: the translation called Dryden's, vol. 3, p. 238.
  2. 1 2 Marsden, Brian G. (25 de fevereiro de 1980). «Editorial Notice». IAU Circulars. 3454
  3. 1 2 Marsden, Brian G. (30 de setembro de 1983). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circulars. 3872
  4. ↑ «IAUC 3454 redesignação».
  5. 1 2 Jewitt, D.C.; Danielson, G.E.; Synnott, S.P. (1979). «Discovery of a New Jupiter Satellite». Science. 206 (4421). 951 páginas. PMID 17733911. doi:10.1126/science.206.4421.951
  6. 1 2 3 4 Thomas, P.C.; et al.; Burns, J.A.; Rossier, L.; (1998). «The Small Inner Satellites of Jupiter». Icarus. 135: 360–371. doi:10.1006/icar.1998.5976
  7. 1 2 3 4 5 Burns, J.A.; et al.; Simonelli, D. P.;Showalter, M.R. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System» (PDF). In: Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press
  8. 1 2 Anderson, J.D.; et al.; Johnson, T.V.; Shubert, G.; (2005). «Amalthea's Density Is Less Than That of Water». Science. 308: 1291–1293. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422
  9. ↑ NASA. «Elementos satelitales, de JPL»
  10. ↑ Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; al. (1999). «A formação dos tênues anéis de Júpiter». Science. 284: 1146–1150. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146
  11. 1 2 Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; al. (1999). «La estructura del sistema de anillos de Júpiter como fueron revelados por el Galileo Imaging Experiment ». Icarus. 138: 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072