Adrasteia (satélite)

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Adrasteia
Adrastea.jpg
Eimaige de Adrasteia tirada pula sonda Galileo.
Çcubierta
Çcubierto por
Data de çcubierta 8 Júlio 1979
Caratelísticas orbitales
Raio orbital médio 129.000 km
Scentricidade 0,0015
Periodo orbital 0,29826 d
(7 h 9.5 m)
Belocidade orbital média 31,378 km/s
Anclinaçon 0,03°
(al eiquador de Júpiter)
Satélite de Júpiter
Caratelísticas físicas
Dimensones 20 × 16 × 14 km
Raio médio 8,2 ± 2,0 km
Volume ~2345 km³
Massa ~2 × 1015 kg
Densidade média 0,86 g/cm³ (assummido)
Grabidade a la superfice eiquatorial ~0,002 m/s²
(0,0004 g)
Belocidade de scape eiquatorial ~0,008 km/s
Período de rotaçon Síncrona
Anclinaçon axial zero
Albedo 0,1 ± 0,045
Temperatura ~122 K

Adrasteia, tamien coincida cumo Júpiter XV, ye l segundo por çtáncia, i l menor de ls satélites de Júpiter de l Grupo Amalteia. El fui çcubierto cun retratos tiradas pula Voyager 2 an 1979, sendo l purmeiro satélite natural a ser çcubierto cun eimaiges tiradas cun ua sonda anterplanetária, an beç d'eimaiges por telscópios.[1] El fui nomeado ouficialmente a partir de l ser mitológico Adrasteia, filha de l dius griego Zeus.[2] Adrasteia ye ua de las poucas lhunas çcubiertas ne l sistema solar qu'orbita sou planeta nun tiempo menor de l que la rotaçon del. El orbita Júpiter na borda de l'anielho percipal i pensa-se que ye l percipal cuntribuinte de materiales pa ls anielhos de Júpiter.


Çcubrimiento i ouserbaçones[eiditar | editar código-fonte]

Çcubierta de Adrasteia, tomado an Modelo:Start date pula sonda Voyager 2. Adrasteia ye l punto justo ne l meio, cuntinando la lhinha de ls anéis Jobianos.

Adrasteia fui çcubierto por David C. Jewitt i G. Edward Danielson nas retratos de la sonda Voyager 2 tomadas an 7/8/1979, i recebiu la sue zeignaçon S/1979 J 1 passado la publicaçon de la çcubierta na rebista Science (bol. 206, p. 951, 23 de nobembre de 1979).[3][4][5] Ambora apareça solo cumo un punto,[5] fui l purmeiro satélite a ser çcubierto por ua nabe anterplanetária. Prontamente, depuis de la sue çcubierta, outros dous de ls satélites anteriores de Júpiter (Tebe i Métis) fúrun ouserbados nas eimaiges tomadas alguas sumanas antes pula sonda Voyager 1. La nabe Galileu fui halbelitada para detreminar la forma de l satélite an 1998, mas las eimaiges caturadas fúrun pobres.[6] An 1983, Adrasteia fui ouficialmente nomeado an honra a la ninfa griega Adrasteia, la filha de Zeus i l sou amante Ananké.[2]

Caratelísticas físicas[eiditar | editar código-fonte]

Adrasteia ten ua forma eirregular cun uas medidas de 20×16×14 Km.[6] Esto faç que Adrasteia seia l menor de ls quatro satélites anteriores. La cumposiçon i massa de Adrasteia nun son coincidas, mas assumindo que la sue densidade média seia cumo la de Amalteia,[7](cerca de 0,86 g/cn³[8]) la sue massa puode ser stimada an acerca de 2Modelo:I kg. La densidade de Amalteia amplica que l satélite stá cumpuosto d'auga an forma de carambelo cun ua porosidade antre 10 i 15 por ciento, i Adrasteia puode ser mui similar.[8]

Nun hai pormenores de la superfice coincidos, dada la baixa resoluçon de las eimaiges çponibles.[6]

Órbita[eiditar | editar código-fonte]

Adrasteia ye l segundo satélite mais próssimo la Júpiter i l menor de ls quatro satélites anteriores que cumponen l grupo Amalteia. Orbita la Júpiter nun centeilha próssimo a 129 000 Km (1,806 centeilhas de Júpiter) ne l lhado sterior de l'anielho percipal.[7] Adrasteia ye solamente un de ls trés satélites ne l sistema solar coincido por orbitar l sou planeta an menos tiempo que l que dura l die de l planeta, ls outros dous, son Métis, i Fobos satélite de Marte. La órbita ten ua pequeinha scentricidade de 0,0018 i ua anclinaçon d'aprossimadamente 0,03°.[9] L'anclinaçon ye relatiba al eiquador de Júpiter.[7]

Dado l Acoplamiento de maré, Adrasteia rota sincronicamente cul sou período orbital, mantendo ua cara siempre mirando pa l planeta. L sou eixe mais lhongo stá alinhado para Júpiter, sendo esta la cunfiguraçon de menor einergie.[6]

Relaçon culs anéis de Júpiter[eiditar | editar código-fonte]

Eimaiges de l'anielho percipal de Júpiter oubtidas pula sonda New Horizons. Arriba an retrodisperson i ambaixo an çperson. Un débil anielho sterior, justo fura de la órbita de Adrasteia. Un oco antre las órbitas de Métis i Adrasteia ye claramente besible. Métis stá justo drento de l brilho sterior (~1000 Km) cumo parte de l'anielho.

Adrasteia ye l maior cuntribuinte de l material ne ls anielhos de Júpiter. Este material parece cunsistir percipalmente an nome de la superfice de ls quatro satélites anteriores de Júpiter, que ye ejetado puls ampatos de meteoritos, i facilmente perde-se ne l spácio. Esta perda porduç-se, pula baixa densidade de ls satélites, l que faç que la sue superfice se ancontre mui acerca de la beira de la sue Sfera de Hill i nun permite que l material bolte pa l satélite.[7]

Aparentemente, Adrasteia ye la fuonte maior de l material deste anielho. Esto ye eibidenciado pula alta densidade de l'anielho na cercania de la órbita de Adrasteia.[10] Mais percisamente, la órbita de Adrasteia acerca-se mais a la borda sterior de l'anielho percipal de Júpiter.[11] La sata stenson de l material besible de l'anielho depende de l ángulo de fase de las eimaiges: na çperson de la luç, Adrasteia queda fura de l'anielho percipal,[11] mas na retrodisperson de la luç (la qual rebela partículas mui maiores) aparece tamien un pequeinho anielho fura de la órbita de Adrasteia.[7]


Refréncias

  1. Marsden, Brian G.. (1980-02-25). "Eiditorial Notice". IAU Circulars 3454.
  2. 2,0 2,1 Marsden, Brian G.. (1983-09-30). "Satellites of Jupiter and Saturn". IAU Circulars 3872.
  3. IAUC 3454 redesignaçon.
  4. (25-02-1980) "[1]". (çcobery)
  5. 5,0 5,1 D.C.; Danielson, G.I.; Synnott, S.P.. "". DOI:10.1126/science.206.4421.951.
  6. 6,0 6,1 6,2 6,3 Burnes, J.La.; Rossier, L.; eit al.. "[2]". Icarus. DOI:10.1006/icar.1998.5976.
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 Modelo:Citar anciclopédia
  8. 8,0 8,1 J.D.. "[3]". DOI:10.1126/science.1110422.
  9. NASA. Eilemientos satelitales, de JPL. Páigina bejitada an 2009.
  10. J.La.. "[4]". DOI:10.1126/science.284.5417.1146.
  11. 11,0 11,1 M. I.; Burnes, J. La.; Daubar, I. J.; al. . "[5]". DOI:10.1006/icar.1998.6072.