Adrasteia

Adrasteia
Satélite Júpiter XV
Imagem de Adastreia tirada pela sonda Galileu.
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

Descoberta de Adrasteia, tomado em 8 de julho de 1979 (1979-07-08) 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 (1979-07-08), 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

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

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

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.[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

  1. ↑ a b Marsden, Brian G. (25 de fevereiro de 1980). «Editorial Notice». IAU Circulars. 3454 
  2. ↑ a b Marsden, Brian G. (30 de setembro de 1983). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circulars. 3872 
  3. ↑ «IAUC 3454 redesignação» .
  4. ↑ 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 referência emprega parâmetros obsoletos |coautores= (ajuda)
  5. ↑ 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 referência emprega parâmetros obsoletos |coautores= (ajuda)
  6. ↑ 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 referência emprega parâmetros obsoletos |coautor= (ajuda) !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de editores (link)
  7. ↑ 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  A referência emprega parâmetros obsoletos |coautores= (ajuda)
  8. ↑ NASA. «Elementos satelitales, de JPL» 
  9. ↑ 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 referência emprega parâmetros obsoletos |coautores= (ajuda)
  10. ↑ 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  A referência emprega parâmetros obsoletos |coautores= (ajuda)

Ver também

  • 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
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(?)