Satélite Métis

Fui çcubierto an 1980 por Stephen Synnott an eimaiges tiradas pula Voyager 2, i fui nomeado an 1983 a partir de la purmeira mulhier de Zeus, Métis. Outras ouserbaçones feitas antre l'ampeço de 1996 i setembre de 2003 pula sonda Galileu permitiran que la superfice de la lhuna fusse fotografada.

Esta páigina ó cacho fui traduzida outomaticamente i percisa de ser rebista por un falante natibo de mirandés. Se sabes bien mirandés ajuda la Biquipédia rebendo este artigo. Apuis de la rebison apaga esta marca. Oubrigado!

Métis
Eimaige de Métis tirada pula sonda Galileu.
Caratelísticas orbitais
Caratelísticas físicas
Albedo	0,061 ± 0,003

An Métis hai acoplamiento de marés, l que deixa la forma de la lhuna altamente assimétrica, cul diámetro eiquatorial sendo quaije dues bezes maior que l polar. Métis ye un de ls trés satélites naturales de l Sistema Solar adonde l período de rotaçon de l planeta qu'orbita ye maior que l período orbital de l satélite (ls outros son Adrasteia de Júpiter i Fobos de Marte). Sue órbita stá lhocalizada drento de l anielho percipal de Júpiter, sendo un cuntribuidor percipal de l material de ls anéis.

Métis fui çcubierto an 1979 (ó 1980 ) por Stephen P. Synnott an eimaiges tiradas pula sonda Boyager 1 (ó Boyager 2 ) i recebiu la zeignaçon probisória S/1979 J 3. An 1983 fui nomeado ouficialmente a partir de l ser mitológico Métis, ua titana que fui la purmeira mulhier de Zeus (l'eiquibalente griego de Júpiter). Las retratos tiradas pula Voyager 1 mostran Métis solo cumo un pequeinho punto, antoce l coincimiento subre Métis fui mui lhemitado até la chegada de la sonda Galileu, que fotografou quaije to la superfice.

Métis ten ua forma eirregular de 60×40×34 Km, i ye l segundo menor satélite de l grupo Amalteia. Sue massa nun ye coincida, mas assumindo que sue densidade ye parecida a la de Amalteia (~0,86 g/cn³), sue massa puode ser stimada an ~3,6×10¹⁶ kg. La densidade de Métis amplica que la lhuna ye cumpuosta de carambelo d'auga cun ua porosidade de 10–15%, i Adrasteia puode ser similar.

La superfice de Métis ten muitas crateras. Eilha ye scura i abermelhada. Hai ua grande assimetrie antre ls heimisférios: l'heimisfério cundutor (l'heimisfério buoltado pa la direçon de l mobimiento orbital) ye 1,3 bezes mais brilhante que l'outro. L'assimetrie probabelmente ye causada pula alta belocidade i frequéncia d'ampatos ne l'heimisfério cundutor, que scaba un material brilhante (probabelmente carambelo) de l'anterior de la lhuna.

Métis ye la lhuna mais anterna de Júpiter, orbitando l planeta a ua çtáncia média de 128 000 Km (1,79 bezes l centeilha de Júpiter), dentros de l anielho percipal de Júpiter. Sue órbita ten ua pequeinha scentricidade i anclinaçon (0,0002 i 0,06° respetibamente) ó (0,0012 i 0,019° respetibamente ).

Debido al acoplamiento de marés, la rotaçon de Métis ye síncrona cul período orbital, deixando ua face siempre birada para Júpiter. Al lhongo de grandes períodos de tiempo, esso forçou Métis para sue menor cunfiguraçon d'einergie, que ye tenendo l maior eixe alinhado cun Júpiter. L centeilha orbital de Métis i Adrasteia cuntina decrecendo, mas a ua taxa tal que spera-se qu'estas lhunas subrebiran anquanto l própio sistema solar cuntinar eisistindo.

La órbita de Métis stá lhocalizada ~1000 Km drento de l anielho percipal de Júpiter. Métis orbita Júpiter drento dua ancha abiertura de ~500 Km ne l'anielho. L'abiertura ye claramente relacionada cula lhuna, mas l'ourige dessa conexon nun fui defenida. Métis fornece ua parte seneficatiba de la poeira de l'anielho percipal. Esse material cunsiste percipalmente de material ejetado de la superfice de las quatro lhunas anternas de Júpiter por ampatos de meteoritos. Ye fácele l ejeta de l'ampato se perder de ls satélites porque la superfice deilhes stá mui acerca de la borda de las sues esferas de Roche debido a sues baixas densidades.

• Perfil de Métis Arquibado an 2007-11-09 ne l Wayback Machine. pela Exploração do Sistema Solar da NASA