PROFILPELAJAR.COM

**Adrastea**
	Imaxe de Adrastea tomada pola sonda Galileo entre novembro de 1996 e xuño de 1997.
Descubrimento
Descuberta por	David C. Jewitt; G. Edward Danielson
Descuberta no	8 de xullo de 1979
Designación alternativa	Xúpiter XV
Características orbitais
Raio orbital medio	129.000 km
Excentricidade	0,0015
Período orbital	0,29826 d; (7 h 9,5 min)
Inclinación	0,03° (respecto do ecuador de Xúpiter)
Velocidade orbital	31,378 km/s
Satélite de	Xúpiter
Características físicas
Raio medio	8,2 ± 2,0 km
Dimensións	20 × 16 × 14 km³
Volume	~2.345 km3
Masa	~2 x 1015 kg
Densidade media	0,86 g/cm³ (asumida)
Gravidade superficial	~0,002 m/s2 (0,0004 g)
Velocidade de escape	~0,008 km/s
Período de rotación	sincrónica
Albedo	0,1 ± 0,045
Oblicuidade da eclíptica	cero
Temperatura	~122 K

Para obter información sobre a lúa de Xúpiter que tiña este mesmo nome entre os anos 1955 a 1975, véxase o artigo Ananke.

Adrastea (ou en grego Αδράστεια), tamén coñecida coma Xúpiter XV, é lúa máis pequena e a segunda lúa máis interior das catro lúas interiores de Xúpiter. Foi descuberta a partir de imaxes obtidas pola sonda Voyager 2 no ano 1979, facendo de Adrastea a primeira lúa descuberta grazas ás imaxes obtidas por unha sonda interplanetaria.^[5] Foi oficialmente bautizada co nome Adrastea que procede da mitoloxía grega, Adrastea era filla do deus Zeus (o equivalente na mitoloxía grega de Xúpiter).^[6] Adrastea é unha das tres lúas do Sistema Solar das que se sabe que tardan menos en completar unha órbita (ó redor do seu planeta) do que tarda o seu planeta en completar unha rotación (día). Orbita Xúpiter na beira exterior do anel principal de Xúpiter e semella que é a lúa que achega máis material ós aneis de Xúpiter. A pesar das observación feitas pola sonda Galileo nos anos 90, pouco se sabe das características físicas, excepto o seu tamaño e o feito de que a súa rotación é síncrona.

Descubrimento e observacións

Adrastea foi descuberta por David C. Jewitt e G. Edward Danielson a partir de imaxes tomadas o 8 de xullo de 1979 pola sonda Voyager 2 e recibiu a designación provisional de S/1979 J 1.^[5]^[7] Aínda que só se podía ver un simple punto brillante,^[7] foi a primeira lúa descuberta por unha sonda interplanetaria. Pouco despois deste descubrimento, outras dúas lúas interiores de Xúpiter (Tebe e Metis) foron vistas en imaxes tomadas poucas semanas antes pola Voyager 1. A sonda Galileo estaba capacitada para determina-la forma da lúa en 1998, pero as imaxes resultaron moi pobres.^[4] En 1983, Adrastea foi oficialmente bautizada co nome da ninfa Adrastea, filla de Zeus e da súa amante Ananke.^[6]

Características físicas

Adrastea ten un forma irregular cunhas dimensións de 20 × 16 × 14 km,^[4] o cal fai dela a lúa máis pequena entre as catro lúas interiores de Xúpiter.^[4] A súa composición e masa son descoñecidas, pero asumindo que a súa densidade media é semellante a de Amaltea^[2] (~0,86 g/cm³),^[8] a súa masa pode ser estimada en ~2×10¹⁵ kg. A densidade de Adrastea implica que a lúa está composta de xeo de auga cunha porosidade do 10–15%, o caso de Metis podería ser semellante.^[8]

Non se coñecen os detalles da superficie de Adrastea, debido á baixa resolución da imaxes dispoñibles.^[4]

Órbita

Adrastea é lúa máis pequena e a segunda lúa máis interior das catro lúas interiores de Xúpiter. Orbita Xúpiter a unha distancia duns 129.000 km (1,806 raios de Xúpiter) na beira exterior do anel principal de Xúpiter.^[2] Adrastea é unha das tres lúas do Sistema Solar das que se sabe que tardan menos en completar unha órbita (ó redor do seu planeta) do que tarda o seu planeta en completar unha rotación (día), as outra dúas son: a lúa de Xúpiter, Metis e a lúa de Marte, Fobos. Ten unha excentricidade orbital moi pequena (~0,0015) e tamén unha inclinación relativa ó ecuador de Xúpiter moi pequena (~0,03°).^[2]

Debido ó axustamento de mareas, Adrastea rota sincronicamente, amosándolle sempre a mesma cara a Xúpiter. Ó longo de grandes períodos de tempo, este axustamento provoca que Adrastea entre na configuración de menor enerxía, a cal correspondese co apuntamento do seu eixo máis grande cara Xúpiter.^[4]

A órbita de Adrastea está situada dentro do raio das órbitas sincrónicas de Xúpiter (do mesmo xeito ca Metis), e como resultado, as forzas gravitatorias están causando un paseniño descenso da súa altura orbital, polo que algún día a lúa impactará contra Xúpiter. Se a súa densidade é semellante a de Amaltea, entón xa podería estar dentro do límite de Roche. De calquera xeito, de momento non asemella que a lúa se estea esnaquizando, polo cal debe, polo momento, estar fóra do implacable límite de Roche.^[2]

Relación cos aneis de Xúpiter

Adrastea é a lúa que máis material achega ós aneis de Xúpiter. O material destes aneis é achegado case exclusivamente polas superficies das catro lúas interiores de Xúpiter, a través dos impactos de meteoritos que reciben as superficies destas catro lúas. Este material desprendese facilmente das superficies das lúas interiores, xa que estas estás superficies están moi próximas ó límite das súas esferas de Roche, debido as súas baixas densidades.^[2]

Semella que Adrastea é a lúa que achega máis material ós aneis, como evidencia que o anel máis denso estea situado dentro da órbita de Adrastea.^[9] Para ser máis precisos, a órbita de Adrastea descansa na beira exterior do principal anel de Xúpiter.^[10] A extensión de material visible depende do ángulo de fase das imaxes: baixo luz dispersa, Adrastea está totalmente fóra do anel principal,^[10] pero con luz moito máis directa (a cal amosa partículas moito máis grandes) aparece un estreito anel fóra da órbita de Adrastea.^[2]

Notas

↑ ^1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 Evans, M.W.; Porco, C.C.; Hamilton, D.P. (2002). "The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations". Bulletin of the American Astronomical Society 34: 883.
↑ ^2,00 ^2,01 ^2,02 ^2,03 ^2,04 ^2,05 ^2,06 ^2,07 ^2,08 ^2,09 Burns, J.A. ; Simonelli, D.P. ; Showalter, M.R. ; Hamilton, D.P. ; Porco, C.C. ; Esposito, L.W. ; Throop, H. ; (2004). "Jupiter’s Ring-Moon System". En Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere (PDF). Cambridge University Press.
↑ ^3,0 ^3,1 ^3,2 ^3,3 ^3,4 Calculado en base a outros parámetros.
↑ ^4,0 ^4,1 ^4,2 ^4,3 ^4,4 ^4,5 ^4,6 ^4,7 ^4,8 Thomas, P.C.; Burns, J.A.; Rossier, L.; e o seu equipo. (1998). "The Small Inner Satellites of Jupiter". Icarus 135: 360–371. doi:10.1006/icar.1998.5976.
↑ ^5,0 ^5,1 Marsden, Brian G. (25-02-1980). "Editorial Notice" 3454. (descubrimento)
↑ ^6,0 ^6,1 Marsden, Brian G. (30-09-1983). "Satellites of Jupiter and Saturn". IAU Circulars 3872. Arquivado dende o orixinal o 14-12-2019. Consultado o 02-07-2010. (bautizando a lúa)
↑ ^7,0 ^7,1 Jewitt, D.C.; Danielson, G.E.; Synnott, S.P. (1979). "Discovery of a New Jupiter Satellite". Science 206 (4421): 951. PMID 17733911. doi:10.1126/science.206.4421.951.
↑ ^8,0 ^8,1 Anderson, J.D.; Johnson, T.V.; Shubert, G.; e o seu equipo. (2005). "Amalthea’s Density Is Less Than That of Water". Science 308 (5726): 1291–1293. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422.
↑ Burns, J.A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; e o seu equipo. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284 (5417): 1146–1150. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146.
↑ ^10,0 ^10,1 Ockert-Bel, M.E.; Burns, J.A.; Daubar, I.J.; e o seu equipo. (1999). "The Structure of Jupiter’s Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment". ICARUS 138: 188–213. doi:10.1006/icar.1998.6072.