Talasa (lúa)

Talasa

Náiade ou Talasa vista dende a Voyager 2
(o difuso da imaxe causa unha excesivo alongamento)
Descubrimento
Descuberta por Richard J. Terrile[1] e o equipo de Imaxes do Voyager
Descuberta en Setembro do 1989
Características orbitais[2]
Época 18 de agosto do 1989.
Eixo semi-maior 50.075 ± 1 km
Excentricidade 0,0002 ± 0,0002
Período orbital 0,31148444 ± 0,00000006 d
Inclinación 0,21 ± 0,02° (respecto do ecuador de Neptuno)

0,21° (respecto do plano local de Laplace)

É un satélite de Neptuno
Características físicas
Dimensións 108×100×52 km[3][4]
Radio medio 41 ± 3 km[5]
Masa ~3,5 x 1017 kg
(baseada nunha densidade asumida)
Densidade media ~1,2 g/cm3 (estimada)
Período de rotación asumida coma sincrónica
Oblicuidade da eclíptica ~presumiblemente cero
Albedo (xeométrico) 0,09[3][4]
Temperatura superficial ~51 K de media (estimada)
Atmosfera sen atmosfera
Unha simulación da vista de Talasa orbitando Neptuno.

Talasa (en grego Θάλασσα), tamén coñecida coma Neptuno IV, é o segundo satélite máis próximo (ou interior) de Neptuno. Talasa foi nomeada máis tarde co nome da filla de Aether (Éter) e Hemera a partir da mitoloxía grega. "Talasa" significa en grego "mar".

Talasa foi descuberta nalgún momento antes de mediados de setembro do 1989 a partir de imaxes tomadas pola sonda espacial Voyager 2. Déuselle temporalmente a designación S/1989 N 5.[6] O descubrimento foi anunciado (IAUC 4867) o 29 de setembro do 1989, pero o texto só falaba de "25 fotogramas tomados durante 11 días", dando unha data do descubrimento que debeu ser algúns días antes do 18 de setembro. O seu nome foille outorgado o 16 de setembro do 1991[7].

Talasa amosa unha forma irregular e non amosa signos de modificacións xeolóxicas. É máis coma unha pila de cascallos "reagrupados" a partir de fragmentos de satélites orixinais de Neptuno, os cales foron pulverizados polas perturbacións de Tritón pouco despois de que a lúa fose capturada na súa moi excéntrica órbita inicial[8]. Algo moi infrecuente nos corpos irregulares é que Talasa ten unha forma semellante á dun disco.

A órbita de Talasa está por debaixo do radio das órbitas sincrónicas de Neptuno, está pois nunha lenta espiral cara ó planeta debido ó efecto de desaceleración que as mareas gravitatorias provocan e eventualmente podería impactar contra a atmosfera de Neptuno, ou partirse, creando un anel planetario unha vez traspasado o límite de Roche, debido á dispersión dos fragmentos da lúa. Relativamente pouco tempo despois, parte dos fragmentos dispersados poderían invadi-la órbita de Despina.

Notas

  1. ↑ Planet Neptune Data http://www.princeton.edu/~willman/planetary_systems/Sol/Neptune/
  2. ↑ R.A. Jacobson e W.M. Owen Jr. (2004). "The orbits of the inner Neptunian satellites from Voyager, Earthbased, and Hubble Space Telescope observations". Astronomical Journal 128: 1412. doi:10.1086/423037. 
  3. ↑ 3,0 3,1 E. Karkoschka (2003). "Sizes, shapes, and albedos of the inner satellites of Neptune". Icarus 162: 400. doi:10.1016/S0019-1035(03)00002-2. 
  4. ↑ 4,0 4,1 Williams, Dr. David R. (22-02-2008). NASA (National Space Science Data Center), ed. "Neptunian Satellite Fact Sheet". Arquivado dende o orixinal o 05-10-2011. Consultado o 13-12-2008. 
  5. ↑ JPL (Solar System Dynamics), ed. (24-10-2008). "Planetary Satellite Physical Parameters". Consultado o 13-12-2008. 
  6. ↑ IAUC 4867} discovery IAUC circular
  7. ↑ "IAU Circular No. 5347". 16 de setembro do 1991. Consultado o 10-04-2007. 
  8. ↑ D. Banfield e N. Murray (1992). "A dynamical history of the inner neptunian satellites". Icarus 99: 390. doi:10.1016/0019-1035(92)90155-Z. 

Véxase tamén

Outros artigos

Ligazóns externas