Adrasteia

Satélite natural de Júpiter

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.

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

Descobrimento e observações

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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

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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

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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

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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 
  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 
  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 
  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 
  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 
  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 

Ver também

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