Grupo de Amaltea

Se llama Grupo de Amaltea a cuatro satélites relativamente pequeños de Júpiter, los cuales orbitan al planeta de forma inmediatamente interna a los cuatro satélites galileanos, por ello también se les llama a veces satélites internos de Júpiter. Dada la relativa corta distancia a Júpiter, la gravedad del sistema ha sincronizado la rotación de estos satélites. Las cuatro lunas tienen órbitas relativamente circulares, prógradas, y poco inclinadas con respecto al plano ecuatorial de Júpiter.

Listado editar

Este grupo está compuesto por los siguientes satélites (listados en orden de distancia a Júpiter):

Nombre	Diámetro (km)	Masa (kg)	Radio orbital (km)	Periodo (d)	Inclinación (°)	Excentricidad
Metis	43	1,2×10¹⁷	128.000	0,295	0,019	0,0012
Adrastea	26×20×16	7,5×10¹⁵	129.000	0,298	0,054	0,0018
Amaltea	262×146×134	2,1×10¹⁸	181.400	0,498	0,388	0,0031
Tebe	110×90	1,5×10¹⁸	221.900	0,675	1,070	0,0177

Descripción del grupo editar

Partículas provenientes de Metis y Amaltea proveen material para los anillos de Júpiter. Al igual que las lunas internas de Saturno, es posible que estos cuatro satélites hayan sido destruidos por cometas y posteriormente reconstruidos por la gravedad a través de la historia del sistema solar.

Estas lunas orbitan muy cerca de Júpiter; las dos órbitas más internas en menos de un día joviano. Las dos últimas son, respectivamente, la quinta y séptima lunas más grandes del sistema joviano. Las observaciones sugieren que al menos el miembro más grande, Amaltea, no se formó en su órbita actual, sino más lejos del planeta, o que es un cuerpo menor del sistema solar capturado por Júpiter.^[1] Estas lunas, junto con una serie de posibles lunares internas aún no descubiertas, reponen y mantienen el débil sistema de anillos de Júpiter. Metis y Adrastea ayudan a mantener el anillo principal de Júpiter, mientras que Amaltea y Thebe mantienen sus propios anillos débiles externos.^[2]^[3]

Notas editar

Physics of the Solar System; B. Bertotti, P. Farinella, D. Vokrouhlicky; Kluwer Academic Publishers, (2003).
Satellites; Editors J. A. Burns, M. S. Matthews. Chapter 1: Some background about satellites, by J. A. Burns (1986).

Referencias editar

↑ Anderson, J.D.; Johnson, T.V.; Shubert, G. (2005). «Amalthea's Density Is Less Than That of Water». Science 308 (5726): 1291-1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422.
↑ Burns, J.A.; Simonelli, D. P.; Showalter, M.R. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System». En Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., eds. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press.
↑ Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings». Science 284 (5417): 1146-1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146.

Datos: Q836323
Multimedia: Inner moons of Jupiter / Q836323

[1] Anderson, J.D.; Johnson, T.V.; Shubert, G. (2005). «Amalthea's Density Is Less Than That of Water». Science 308 (5726): 1291-1293. Bibcode:2005Sci...308.1291A. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422.

[2] Burns, J.A.; Simonelli, D. P.; Showalter, M.R. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System». En Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., eds. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press.

[3] Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings». Science 284 (5417): 1146-1150. Bibcode:1999Sci...284.1146B. PMID 10325220. doi:10.1126/science.284.5417.1146.

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