Métis (lune)

	Métis ; Jupiter XVI ; Metis
	; Métis, prise par la sonde Galileo.
Type	Satellite naturel de Jupiter
Caractéristiques orbitales ; (Époque J2000.0)
Demi-grand axe	128 000 km
Périapside	127 974 km
Apoapside	128 026 km
Excentricité	0,000 2
Période de révolution	0,294 780 d ; (7 h 4,5 min)
Inclinaison	0,06° (par rapport à l'équateur de Jupiter)
Caractéristiques physiques
Dimensions	60×40×34 km
Masse	3,6 × 1016 kg
Masse volumique moyenne	0,86 × 103 kg/m3 (supposée similaire à celle d'Amalthée)
Gravité à la surface	0,005 m/s2
Période de rotation	0,294 780 d ; (Synchrone)
Magnitude apparente	17,5; (à l'opposition)
Albédo moyen	0,061 ± 0,003
Température de surface	≈123 K
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique	Aucune
Découverte
Découvreur	S. Synnott
Date de la découverte	1979
Imagerie	04/03/1979
Publication	26/08/1980
Désignation(s)
Désignation	30/09/1983
Désignation(s) provisoire(s)	S/1979 J 3
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Métis est le satellite naturel de Jupiter le plus proche de la planète.

Dénomination

Métis porte le nom de Métis, personnage de la mythologie grecque ; Métis était une Océanide, fille de Téthys et d'Océan. Elle fut la première femme de Zeus (équivalent grec de Jupiter). Zeus la dévora pour qu'elle ne puisse mettre au monde un enfant plus puissant que lui.

Lors de sa découverte, sa désignation provisoire fut S/1979 J 3^[9]^,^[10]. En 1983, elle fut officiellement nommée Métis^[11]. Sa désignation systématique est Jupiter XVI.

Caractéristiques physiques

Métis possède une forme irrégulière et mesure 60 × 40 × 34 kilomètres dans ses trois dimensions^[5], soit un rayon moyen de 21,5 ± 2,0 kilomètres^[7]. La composition et la masse du satellite ne sont pas connues, mais en supposant que sa masse volumique est similaire à celle d'Amalthée (~0,86 g cm⁻³^[6]), sa masse peut être estimée à 3,6 × 10¹⁶ kg. La masse volumique d'Amalthée implique que Métis est composé de glace d'eau avec une porosité de 10 à 15 %^[6].

La surface de Métis est fortement cratérisée. Elle est sombre et semble rougeâtre. Ses deux hémisphères sont asymétriques : l'hémisphère situé dans le sens de la révolution de Métis autour de Jupiter est 1,3 fois plus brillant que celui situé à l'opposé. Cette asymétrie est probablement causée par une vitesse et une fréquence d'impact plus élevées dans le sens de la révolution, qui excavent du matériau brillant (vraisemblablement de la glace) de l'intérieur du satellite^[8].

Orbite

Métis est le satellite le plus interne de Jupiter, et donc le plus interne des quatre membres du groupe d'Amalthée. Il orbite autour de Jupiter à la distance de 128 000 km (1,79 fois le rayon de la planète), à l'intérieur de l'anneau principal, sur une orbite très faiblement excentrique (~0,0002) et inclinée par rapport à l'équateur de la planète (~0,06°)^[2]^,^[3].

À cause des forces de marée de Jupiter, Métis tourne sur lui-même de façon synchrone en autant de temps qu'il effectue une révolution autour de la géante gazeuse, gardant toujours la même face tournée vers elle. Son axe le plus long est aligné vers Jupiter, ce qui est la configuration présentant l'énergie minimale^[5]^,^[3].

L'orbite de Métis est située à l'intérieur du rayon de l'orbite synchrone de Jupiter (tout comme Adrastée) ; les forces de marée de Jupiter tendent à la rapprocher lentement de la planète. Si sa masse volumique est similaire à celle d'Amalthée, alors son orbite serait située à l'intérieur de la limite de Roche fluide. Comme Métis ne se brise pas, il doit toujours être situé à l'extérieur de sa limite de Roche rigide^[3].

Anneaux de Jupiter

Métis orbite un millier de km à l'intérieur de l'anneau planétaire principal de Jupiter, à l'intérieur d'un vide de cet anneau large d'environ 500 km^[12]^,^[3]. Ce vide est clairement lié au satellite, mais l'origine de cette connexion n'est pas établie. Métis fournit une partie significative de la poussière de l'anneau principal^[13] ; cette poussière semble consister principalement en matériau éjecté de la surface des quatre membres du groupe d'Amalthée par des impacts météoritiques. Les ejecta de ces impacts sont facilement arrachés des satellites car ils résident à la limite de leur propre sphère de Roche^[3].

Historique

Découverte

Métis fut découvert en 1979 par Stephen P. Synnott sur des images prises par la sonde Voyager 1^[10].

Exploration

Les photographies prises par Voyager 1 ne montraient Métis que sous la forme d'un point. Les connaissances sur Métis furent très limitées jusqu'à l'arrivée de la sonde Galileo, qui imagea quasiment toute la surface du satellite et plaça des limites sur sa composition^[5].

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

(en) « Jupiter: Moons: Metis », NASA - Solar System Exploration (consulté le 22 novembre 2007)
(en) Arnett, Bill, « Jupiter's Inner Moons: Metis », The Nine Planets, 21 octobre 1997 (consulté le 22 novembre 2007)

Références

↑ « Planetary Satellite Mean Orbital Parameters », Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics (consulté le 22 novembre 2007)
↑ ^{a b c d et e} (en) The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations., « Evans, M. W.; Porco, C. C.; Hamilton, D. P. », American Astronomical Society, DPS Meeting #34, #24.03; Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 34,‎ septembre 2002, p. 883 (résumé)
↑ ^{a b c d e f g h et i} (en) Burns, Joseph A.; Simonelli, Damon P.; Showalter, Mark R.; Hamilton, Douglas P.; Porco, Carolyn D.; Throop, Henry; Esposito, Larry W., « Jupiter's ring-moon system », Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere - Cambridge planetary science, vol. 1,‎ 2004, p. 241 - 262 (résumé)
↑ ^{a b c et d} Donnée calculée sur la base d'autres paramètres
↑ ^{a b c et d} (en) Thomas, P. C.; Burns, J. A.; Rossier, L.; Simonelli, D.; Veverka, J.; Chapman, C. R.; Klaasen, K.; Johnson, T. V.; Belton, M. J. S., « The Small Inner Satellites of Jupiter », Icarus, vol. 135,‎ septembre 1998, p. 360-371 (DOI 10.1006/icar.1998.5976, résumé)
↑ ^{a b et c} (en) Anderson, John D.; Johnson, Torrence V.; Schubert, Gerald; Asmar, Sami; Jacobson, Robert A.; Johnston, Douglas; Lau, Eunice L.; Lewis, George; Moore, William B.; Taylor, Anthony; Thomas, Peter C.; Weinwurm, Gudrun, « Amalthea's Density Is Less Than That of Water », Science, vol. 308, n^o 5726,‎ mai 2005, p. 1291-1293 (DOI 10.1126/science.1110422, résumé)
↑ ^{a et b} « Planetary Satellite Physical Parameters », Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics (consulté le 22 novembre 2007)
↑ ^{a et b} (en) Simonelli, Damon P.; Rossier, Laura; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Burns, Joseph A.; Belton, Michael J. S., « Leading/Trailing Albedo Asymmetries of Thebe, Amalthea, and Metis », Icarus, vol. 147, n^o 2,‎ octobre 2000, p. 353-365 (DOI 10.1006/icar.2000.6474, résumé)
↑ ^{a b et c} « IAUC 3507: Satellites of Jupiter », Union astronomique internationale, 26 août 1980 (consulté le 22 novembre 2007)
↑ ^{a b c d et e} (en) Synnott, S. P., « 1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter », Science, vol. 212, n^o 4501,‎ juin 1981, p. 1392 (DOI 10.1126/science.212.4501.1392, résumé)
↑ ^{a et b} « IAUC 3872: Satellites of Jupiter and Saturn », Union astronomique internationale, 30 septembre 1983 (consulté le 22 novembre 2007)
↑ (en) Ockert-Bell, Maureen E.; Burns, Joseph A.; Daubar, Ingrid J.; Thomas, Peter C.; Veverka, Joseph; Belton, M. J. S.; Klaasen, Kenneth P., « The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment », Icarus, vol. 138,‎ avril 1999, p. 188–213 (DOI 10.1006/icar.1998.6072, résumé)
↑ (en) Burns, Joseph A.; Showalter, Mark R.; Hamilton, Douglas P.; Nicholson, Philip D.; de Pater, Imke; Ockert-Bell, Maureen E.; Thomas, Peter C., « The Formation of Jupiter's Faint Rings », Science, vol. 284, n^o 5417,‎ mai 1999, p. 1146-1150 (DOI 10.1126/science.284.5417.1146)