მეტისი აღმოაჩინა 1979 წელს ს. სინოტმავოიაჯერ 1-ის მიერ გადაღებულ სურათებში. თავდაპირველად მას მიენიჭა დროებითი აღნიშვნა S/1979 J 3.[1][2]1983 წელს სახელი ეწოდა ზევსის პირველი ცოლის — მეტისის მიხედვით ბერძნული მითოლოგიიდან.[3] ვოიაჯერ 1-ის მიერ გადაღებულ სურათებში მეტისი ჩანდა, როგორც მკრთალი წერტილი. ამიტომ მის შესახებ ძალიან მწირი ინფორმაცია იყო, სანამ კოსმოსური აპარატი „გალილეო“ იუპიტერს არ დაუახლოვდა. 1998 წელს „გალილეომ“ საშუალება მოგვცა გაგვემდიდრებინა მეტისის შესახებ არსებული ინფორმაცია.[4]
მეტისი, იუპიტერთან მისი მოქცევითი ჩაჭერის გამო, საკუთარი ღერძის გარშემო ბრუნავს ორბიტალურ მოძრაობასთან მიმართებაში სინქრონულად. თანამგზავრის გრძელი ღერძი ყოველთვის მიმართულია იუპიტერისკენ.[6][4]
რამდენადაც მეტისი და ადრასტეა იუპიტერის გარშემო ბრუნავენ უფრო სწრაფად, ვიდრე თავის ღერძის გარშემო, მოქცევის ძალები თანდათან ამცირებენ მათი ორბიტების რადიუსს, რის გამოც ისინი სავარაუდოდ პლანეტას შეეჯახებიან შორეულ მომავალში. თუ მეტისის სიმკვრივე მართლაც ახლოსაა ამალთეას სიმკვრივესთან, მაშინ მეტისი მდებარეობს „თხევადი“ თანამგზავრების, და არა „მყარი“ თანამგზავრების როშის საზღვრის შიგნით, რადგან ის ჯერ არ დაშლილა.[6]
მეტისის ორბიტა მდებარეობს იუპიტერის მთავარი რგოლის გარე კიდიდან დაახლოებით ~1000 კმ მანძილზე. თანამგზავრის ორბიტა გადის ეგრეთ წოდებულ „მეტისის ღიობში“ — მტვრისგან თავისუფალ 500 კილომეტრიან სივრცეში.[6][7] ღიობი ამა თუ იმ ფორმით დაკავშირებულია თანამგზავრთან, მაგრამ მისი წარმოშობა გაურკვეველი რჩება. მეტისი წარმოადგენს მტვრის ერთ-ერთი მნიშვნელოვანი წყაროს მთავარი რგოლისა და ჰალო რგოლისთვის.[8] იმ შემთხვევაში, თუ დაბალი სიმკვრივის ვარაუდი სწორია, იუპიტერის შიდა თანამგზავრების მსგავსად, მათზე მეტეორიტებს შეჯახების შედეგად ამოფრქვეული მატერია ადვილად დატოვებს თანამგზავრის ზედაპირს, რადგან თანამგზავრი ძალიან ახლოს მდებარეობს როშის საზღვართან.[6]
ფიზიკური მახასიათებლები
მეტისს არარეგულარული ფორმისაა (ზომები 60x40x34 კმ). ეს არის მეორე ყველაზე პატარა იუპიტერის ოთხი შიდა თანამგზავრიდან.[4] მისი შემადგენლობა და მასა უცნობია, მაგრამ ვარაუდიდან გამომდინარე, თუ მისი საშუალო სიმკვრივე უახლოვდება ამალთეას (~0.86 გ/სმ³), მაშინ მისი მასა სავარაუდოდ 3.6×1016 კგ-ს ტოლი იქნება.[9] ეს სიმკვრივე შეიძლება ნიშნავს, რომ ეს თანამგზავრები ძირითადად შედგება წყლის ყინულისგან, რომლის ფორიანობაა 10-15%.[კ 1] სხვა ვარაუდით, თუ მეტისის სიმკვრივე მეტი ან ტოლია 1.5 გ/სმ³-ზე მაშინ მისი მასა დაახლოებით 6.4×1016 კგ-ზე მეტი უნდა იყოს.[კ 2]
მეტისის ზედაპირი მუქი, მოწითალოა და, როგორც ჩანს, ძლიერ კრატერულია. წინა მხარე (ორბიტალური მოძრაობის მიმართულებით მიმართული) 1.3-ჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე უკანა მხარე. ასიმეტრია, გამოწვეულია ალბათ იმით, რომ მიმმართველი მხარე განიცდის ხშირ შეჯახებას მცირე სხეულებთან, რომლის შედეგადაც თანამგზავრიდან ხდება ღია ფერის მატერიის ამოფრქვევა, სავარაუდოდ ყინულის.[10]
ორბიტა
მეტისი იუპიტერის გარშემო უფრო სწრაფად ბრუნავს, ვიდრე საკუთარი ღერძის გარშემო. მზის სისტემაში არსებობს კიდევ ორი ასეთი თანამგზავრი: ადრასტეა (იუპიტერის თანამგზავრი) და ფობოსი (მარსის თანამგზავრი). მეტისის ორბიტა მდებარეობს იუპიტერის მთავარი რგოლის გარე კიდეზე და ითვლება, რომ ის არის მატერიის მთავარი წყარო.
↑(ruwiki) Её состав и масса неизвестны, но исходя из предположения, что по средней плотности она близка к Амальтее (~0,86 г/см³), её масса оценивается в 3,6×1016 кг. Такая плотность может означать, что эти спутники состоят в основном из водяного льда с пористостью 10—15 %.
↑(enwiki) The bulk composition and mass of Metis are not known, but it is likely that its mean density is 1.5 g/cm3 or higher, and its mass can therefore be estimated as ~6.4×1016 kg or higher.
სქოლიო
↑Marsden, Brian G. (August 26, 1980). „Satellites of Jupiter“. IAU Circular. 3507. ციტირების თარიღი: 2012-03-28. (discovery)
↑Evans, M. W.; Porco, C. C.; Hamilton, D. P. (September 2002). „The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations“. Bulletin of the American Astronomical Society. 34: 883. Bibcode:2002DPS....34.2403E.
↑ 6.06.16.26.36.4Burns, Joseph A.; Simonelli, Damon P.; Showalter, Mark R.; Hamilton, Douglas P.; Porco, Carolyn C.; Throop, Henry; Esposito, Larry W. (2004). „Jupiter's Ring-Moon System“(PDF). In Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. pp. 241–262. Bibcode:2004jpsm.book..241B. ISBN978-0-521-81808-7.
↑Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Schubert, G.; Asmar, S.; Jacobson, R. A.; Johnston, D.; Lau, E. L.; Lewis, G.; Moore, W. B.; Taylor, A.; Thomas, P. C.; Weinwurm, G. (27 May 2005). „Amalthea's Density is Less Than That of Water“. Science. 308 (5726): 1291–1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. doi:10.1126/science.1110422. PMID15919987. S2CID924257.
.svg){kind=small}
