Metis (satélite)

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Para otros usos de este término, véase Metis.
Metis

Imagen de Metis capturada entre noviembre de 1996 y junio de 1997
Descubrimiento
Descubridor S. Synnott
Fecha 4 de marzo de 1979
Lugar Voyager 1
Nombre provisional S/1979 J3
Categoría satélite natural de Júpiter
Orbita a Júpiter
Elementos orbitales
Inclinación 0.06° (to Jupiter's equator)[1]​[2]​
Excentricidad 0.0002[1]​[2]​
Elementos orbitales derivados
Período orbital sideral

7 h 4,5 m 

[1]​[2]​
Radio orbital medio 128,000 km (1.792 RJ)[1]​[2]​
Satélite de Júpiter
Características físicas
Masa 3.6 ×1016 kg[a]​
Volumen ~42,700 km³
Dimensiones 60×40×34 km³[3]​
Densidad 0.86 g/cm³ (asumida)
Área de superficie ~5,800 km2
Diámetro 43 km
Gravedad 0.005 m/s² (0.0005 g)[a]​
Velocidad de escape 0.012 km/s[a]​
Periodo de rotación 7 h 4,5 m 
Inclinación axial cero[3]​
Albedo 0.061 ± 0.003[4]​
Características atmosféricas
Temperatura ~123 K
Cuerpo celeste
Siguiente Adrastea
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Metis capturada desde la sonda Galileo

Metis, también conocido como Jupiter XVI, es el satélite de Júpiter más cercano a su superficie. Este satélite fue descubierto en 1979 en imágenes enviadas por la sonda espacial Voyager 1. En 1983 tomó oficialmente el nombre de Metis, la Titánide que fue la primera esposa de Zeus y madre de Atenea. Observaciones adicionales realizadas entre principios de 1996 y septiembre de 2003 por la sonda Galileo permitieron que la superficie de la luna sea explorada.

Metis está anclado por las mareas Júpiter, lo que condujo a una alta asimetría en forma de la luna, con uno de los diámetros siendo casi dos veces tan grande como el más pequeño. También es una de las tres lunas en el Sistema Solar que orbitan alrededor de su planeta en menos de lo que dura un día en el mismo, con las otras dos siendo Adrastea y Fobos. Orbita dentro del anillo principal de Júpiter, y se cree que es un contribuyente importante al material del resto de ellos.

Descubrimiento y observaciones

Metis fue descubierto en 1979 por S. Synnott en las imágenes tomadas por la sonda Voyager 1 y fue designado provisionalmente como S/1979 J 3.[5]​[6]​ En 1983 fue nombrado oficialmente Metis en honor a la titánide del mismo nombre, que fue la primera esposa de Zeus (Júpiter en la mitología griega.[7]​ En las fotografías tomadas por la Voyager 1, Metis solo se veía como un punto, y por lo tanto el conocimiento sobre este fue muy limitado hasta la llegada de la sonda Galileo. Galileo tomó imágenes de casi toda la superficie y estudió su composición en 1998.[3]​

Características físicas

Metis tiene una forma irregular y las medidas de 60×40×34 km, lo que lo convierte en la segunda luna interior de Júpiter más pequeña.[3]​ Por lo tanto, una estimación muy aproximada de su superficie podría situarse entre 5.800 y 11.600 kilómetros cuadrados (aprox. 8.700). La composición de carga y la masa de Metis no se conocen, pero suponiendo que su densidad media es igual que la de Amaltea(~0.86 g/cm³),[8]​ su masa podría ser estimada en ~3.6×1016 kg. Esta densidad implicaría que está compuesta de hielo de agua con una porosidad de 10-15%.[8]​

La superficie de Metis está llena de cráteres, es oscura, y parece ser de color rojizo. Existe una considerable asimetría entre los hemisferios frontal y trasero: el primero es 1,3 veces más brillante que el segundo. La asimetría es causada probablemente por la mayor velocidad y frecuencia de los impactos en el hemisferio frontal, que excavan un material brillante (presumiblemente hielo) desde el interior de la luna.[4]​

Órbita

Órbitas de los satélites amalteas y los anillos de Júpiter

Metis es el satélite más interno del grupo de cuatro pequeños satélites interiores de Júpiter. Su órbita se sitúa a una distancia de ~128,000 km (1.79 veces el radio del planeta) dentro del anillo principal de Júpiter. Su órbita tiene una muy pequeña excentricidad (~0.0002) e inclinación (~ 0.06°) relativa al ecuador de Júpiter.[1]​[2]​

Debido a la rotación síncrona, Metis rota sincrónicamente con su período orbital, con su eje más largo alineado hacia Júpiter.[2]​[3]​

Metis se encuentra dentro del radio de la órbita sincrónica de Júpiter (como lo hace Adrastea), y como resultado, las fuerzas de marea lentamente causan que su órbita decaiga, con la luna eventualmente impactando el planeta gigante. Si su densidad es similar a la de Amaltea, la órbita de Metis se encuentra dentro del fluido del límite de Roche. Sin embargo, dado que no se ha separado, debe quedar fuera de su rígido límite de Roche.[2]​

Relación con los anillos de Júpiter

La órbita de Metis se encuentra a unos ~1000 km al interior del anillo principal de Júpiter. Su órbita se encuentra dentro de una brecha de los anillos de unos ~500 km de anchura.[2]​[9]​ La relación es por tanto evidente, aunque no ha sido establecida. Metis suministra una parte significativa de polvo al anillo principal,[10]​ a partir del material eyectado en las colisiones con meteoritos, al igual que lo hacen los demás satélites del Grupo de Amaltea. Es fácil que las eyecciones de impacto puedan perderse de los satélites en el espacio ya que las superficies de los satélites se encuentran bastante cerca del borde de sus esferas de Hill debido a su baja densidad.[2]​

Véase también

Referencias

  1. ↑ a b c Calculado sobre la base de otros parámetros.
  1. ↑ a b c d e Evans Porco et al., 2002.
  2. ↑ a b c d e f g h i Burns Simonelli et al., 2004.
  3. ↑ a b c d e Thomas Burns et al., 1998.
  4. ↑ a b Simonelli Rossier et al., 2000.
  5. ↑ IAUC 3507,.
  6. ↑ Synnott, 1981.
  7. ↑ IAUC 3872,.
  8. ↑ a b Anderson Johnson et al., 2005.
  9. ↑ Ockert-Bell Burns et al., 1999.
  10. ↑ Burns Showalter et al., 1999.

Fuentes citadas

  • Anderson, John D.; Johnson, Torrence V.; Schubert, Gerald; Asmar, Sami; Jacobson, Robert A.; Johnston, Douglas; Lau, Eunice L.; Lewis, George et al. (27 de mayo 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 mayo de 1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings». Science 284 (5417): 1146-1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146. 
  • 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). En Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B., eds. In: Jupiter. the planet. Cambridge University Press. pp. 241-262. Bibcode:2004jpsm.book..241B. ISBN 978-0-521-81808-7.  |encyclopedia= y |journal= redundantes (ayuda)
  • Evans, M. W.; Porco, C. C.; Hamilton, D. P. (September de 2002). «The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations». Bulletin of the American Astronomical Society 34: 883. Bibcode:2002DPS....34.2403E. 
  • Marsden, Brian G. (August 26, 1980). «Satellites of Jupiter». IAU Circular 3507. Consultado el 28 de marzo de 2012.  (discovery)
  • Marsden, Brian G. (September 30, 1983). «Satellites of Jupiter and Saturn». IAU Circular 3872. Consultado el 28 de marzo de 2012.  (naming the moon)
  • Ockert-Bell, Maureen E.; Burns, Joseph A.; Daubar, Ingrid J.; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Belton, M. J. S.; Klaasen, Kenneth P. (1 April 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, Damon P.; Rossier, Laura; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Burns, Joseph A.; Belton, Michael J. S. (October 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 June 1981). «1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter». Science 212 (4501): 1392. 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 (September de 1998). «The Small Inner Satellites of Jupiter». Icarus 135 (1): 360-371. Bibcode:1998Icar..135..360T. doi:10.1006/icar.1998.5976. 

Enlaces externos


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