Metis visto dende a sonda Galileo.
**Metis** (ou en grego *Μήτις*), tamén coñecida coma **Xúpiter XVI**, é a lúa máis interior de Xúpiter. Foi descuberta no ano 1979 a partir de imaxes tomadas pola *Voyager 1*, e no ano 1983 recibiu oficialmente o nome da primeira muller de Zeus, Metis. Observacións adicionais feitas entre principios do ano 1996 e setembro do 2003 pola sonda Galileo permitiron fotografar a superficie da lúa.

A órbita de Metis é síncrona, e a súa forma é moi irregular, xa que as súas dimensións son bastante asimétricas, o diámetro máis longo é case dúas veces máis grande co diámetro máis pequeno. 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, Adrastea e a lúa de Marte, Fobos. Orbita Xúpiter dentro do anel principal do planeta, e pensase que é esta lúa a que achega a meirande parte do material do anel.

Descubrimento e observacións
----------------------------

Metis foi descuberta no ano 1979 por Stephen P. Synnott a partir de imaxes tomadas pola sonda *Voyager 1* e recibiu a designación provisional de **S/1979 J 3**. No ano 1983 recibiu o seu nome oficial, Metis, unha Titán que foi a primeira muller de Zeus (o equivalente na mitoloxía grega de Xúpiter). As imaxes tomadas pola *Voyager 1* amosaban a Metis coma un simple punto, a información que se posuía de Metis era moi limitada ata a chegada da sonda Galileo. A *Galileo* fotografou case toda a súa superficie e proporcionou os datos necesarios para defini-la composición da lúa no ano 1998.

Características físicas
-----------------------

Metis ten un forma irregular cunhas dimensións de 60×40×34 km, o cal fai dela a segunda lúa máis pequena entre as catro lúas interiores de Xúpiter. A súa composición e masa son descoñecidas, pero asumindo que a súa densidade media é semellante a de Amaltea (~0,86 g/cm³), a súa masa pode ser estimada en ~3,6×1016 kg. A densidade de Metis implica que a lúa está composta de xeo de auga cunha porosidade do 10–15%, o caso de Adrastea podería ser semellante.

A superficie de Metis está inzada de cráteres. É escura e a súa cor aparece tirando a vermella. Ten unha substancial asimetría entre o hemisferio de cabeceira e o de cola: o hemisferio de cabeceira é 1,3 máis brillante co de cola. Posiblemente está asimetría debese a maior velocidade e frecuencia dos impactos no hemisferio de cabeceira, os cales cavarían e levantarían material brillante (presumiblemente xeo) procedente do interior da lúa.

Órbita
------

Metis é a lúa máis interior das catro lúas interiores de Xúpiter. Orbita Xúpiter a unha distancia duns 128.000 km (1,79 raios de Xúpiter) dentro do anel principal de Xúpiter. Ten unha excentricidade orbital moi pequena (~0.0002) e tamén unha inclinación relativa ó ecuador de Xúpiter moi pequena (~ 0.06°).

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

A órbita de Metis está situada dentro do raio das órbitas sincrónicas de Xúpiter (do mesmo xeito ca Adrastea), 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.

Relación cos aneis de Xúpiter
-----------------------------

A órbita de Metis descansa aproximadamente 1000 km dentro do principal anel de Xúpiter. Orbita dentro da fenda duns 500 km de ancho que ten este anel. Esta fenda de espazo baleiro está en clara relación coa existencia da lúa, pero aínda non foi establecida como é esta relación. Metis achega unha parte significativa do po que ten este anel. O material deste anel 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.

Notas
-----

1. 1 2 3 4 5  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. 1 2 3 4 5 6 7 8 9  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. 1 2 3 4 5 6  Calculado baseándose noutro parámetros
4. 1 2 3 4 5 6  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. 1 2  Simonelli, D.P.; Rossiery, L.; Thomas, P.C.; e o seu equipo. (2000). "Leading/Trailing Albedo Asymmetries of Thebe, Amalthea, and Metis". *ICARUS* **147**: 353–365. doi:10.1006/icar.2000.6474.
6. ↑  "IAUC 3507: Sats OF JUPITER; SATURN; Notice". *www.cbat.eps.harvard.edu*. Consultado o 2020-04-03.
7. ↑  Synnott, S.P. (1981). "1979J3: Discovery of a Previously Unknown Satellite of Jupiter". *Science* **212** (4501): 1392. PMID 17746259. doi:10.1126/science.212.4501.1392.
8. ↑  Brian G. Marsden (30-09-1983). "Satellites of Jupiter and Saturn". *IAU Circulars* **3872**. (bautizando a lúa)
9. 1 2  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.
10. ↑  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.
11. ↑  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.

Véxase tamén
------------

### Outros artigos

* Aneis de Xúpiter
* Xúpiter

### Ligazóns externas

* Metis Profileby NASA's Solar System ExplorationArquivado 09 de novembro de 2007 en Wayback Machine. *(en inglés)*

| * v
* c
* e
Lúas de Xúpiter |
| --- |
| *Lista ordenada en base ó incremento da distancia respecto de Xúpiter. Os satélites con designación provisional están en cursiva.* |
| Lúas interiores | Metis ·  Adrastea ·  Amaltea ·  Tebe |
| Lúas de Galileo | **Ío** ·  **Europa** ·  **Ganímedes** ·  **Calisto** |
|   | Temisto |
| Grupo de satélites Himalia | Leda ·  Himalia ·  Ersa  ·  Pandia  ·  Lisitea ·  Elara ·  Dia  ·  *S/2000 J 11* |
|   | Carpo ·  *S/2003 J 12* |
| Grupo de satélites Ananke | 

|  |  |
| --- | --- |
| núcleo | Ananke ·  Praxidike ·  Harpalike ·  Iocasta ·  Euante ·  Tione |
| periféricas | Euporia ·  *S/2003 J 3* ·  *S/2003 J 18* ·  Telxinoe ·  Helike ·  Ortosia ·  *S/2003 J 16* ·  Hermipe ·  Mneme ·  *S/2003 J 15* ·  *S/2010 J 2* |

 |
| Grupo de satélites Carme | Herse ·  *S/2003 J 10* ·  Pasítea ·  Caldene ·  Arque ·  Isonoe ·  Erinome ·  Cale ·  Aitne ·  Táixete ·  *S/2003 J 9* ·  Carme ·  *S/2003 J 5* ·  *S/2003 J 19* ·  Calique ·  Euquelade ·  Calicore |
| Grupo de satélites Pasífae | Euridome ·  *S/2003 J 23* ·  Hegemone ·  Pasífae ·  Sponde ·  Cilene ·  Megaclite ·  *S/2003 J 4* ·  Calírroe ·  Sinope ·  Autonoe ·  Aoede ·  Core ·  S/2017 J 6  ·  S/2017 J 5  ·  S/2017 J 8 ·  S/2017 J 2 ·  S/2017 J 1 · *S/2010 J 1* |
|   | Valetudo |
|   | *S/2003 J 2* |

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q16755
* GEC: 0042264
* TGN: 7031624

 |