Adrasteia
| Adrasteia | |
|---|---|
| Satélite Júpiter XV | |
 | |
| Características orbitais | |
| Semieixo maior | 129,000 km |
| Excentricidade | 0,0015 |
| Período orbital | 0,29826 d |
| Velocidade orbital média | 31,378 km/s |
| Inclinação | 0,03 ° |
| Características físicas | |
| Diâmetro equatorial | 16,4 km |
| Área da superfície | 5.300 km² |
| Volume | 2.345 km³ |
| Massa | 2 × 1015 kg |
| Densidade média | 0,86 g/cm³ |
| Gravidade equatorial | 0,0004 g |
| Período de rotação | 7 h 9 m 30 s |
| Velocidade de escape | 0,008 km/s |
| Albedo | 0,1 ± 0,045 |
| Temperatura | média: -151,1 ºC |
| Composição da atmosfera | |
| Pressão atmosférica | Inexistente |
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.[1] Ele foi nomeado oficialmente a partir do ser mitológico Adrasteia, filha do deus grego Zeus.[2] 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[editar | editar código-fonte]
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).[1][3][4] Embora apareça apenas como um ponto,[4] 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.[5] Em 1983, Adrasteia foi oficialmente nomeado em honra à ninfa grega Adrasteia, a filha de Zeus e o seu amante Ananké.[2]
Características físicas[editar | editar código-fonte]
Adrasteia tem uma forma irregular com umas medidas de 20×16×14 km.[5] 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,[6](cerca de 0,86 g/cm³[7]) 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.[7]
Não há pormenores da superfície conhecidos, dada a baixa resolução das imagens disponíveis.[5]
Órbita[editar | editar código-fonte]
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.[6] 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°.[8] A inclinação é relativa ao equador de Júpiter.[6]
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.[5]
Relação com os anéis de Júpiter[editar | editar código-fonte]
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.[6]
Aparentemente, Adrasteia é a fonte maior do material deste anel. Isto é evidenciado pela alta densidade do anel na cercania da órbita de Adrasteia.[9] Mais precisamente, a órbita de Adrasteia acerca-se mais à margem exterior do anel principal de Júpiter.[10] 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,[10] mas na retrodispersão da luz (a qual revela partículas muito maiores) aparece também um pequeno anel fora da órbita de Adrasteia.[6]
Referências
- ↑ a b Marsden, Brian G. (25 de fevereiro de 1980). «Editorial Notice». IAU Circulars. 3454
- ↑ a b Marsden, Brian G. (30 de setembro de 1983). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circulars. 3872
- ↑ «IAUC 3454 redesignação».
- ↑ a b 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
- ↑ a b c d 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
- ↑ a b c d e 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
- ↑ a b 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
- ↑ NASA. «Elementos satelitales, de JPL»
- ↑ 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
- ↑ a b 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