Satélites interiores

Metis

Metis es el satélite conocido de Júpiter más cercano al planeta. Recibe su nombre de una Titánesa que fue consorte de Zeus (Júpiter). Metis y Adrastea se mueven dentro del anillo principal de Júpiter y podrían ser la fuente de material del anillo. Se sabe muy poco acerca de Metis.

Metis en números

Descubridor: Stphen Synnott

Fecha de descubrimiento: 1979

Masa (Kg) 9.56e+16

Masa (Tierra=1) 1.5997e-08

Radio Ecuatorial (km) 20

Radio Ecuatorial (Tierra=1) 3.13583-03

Densidad media (gm/cm^3) 2.8

Distancia media desde Júpiter (Km) 127,969

Periodo orbital (días) 0.294779

Velocidad orbital media (Km/seg)

Excentricidad orbital 0.00000

Inclinación orbital (grados) 0.00000

Velocidad de escape (km/seg) 0.053

Albedo geométrico visual 0.05

Magnitud (Vo) 17.5

Diámetro de unos 40 km

Adrastea

Adrastea es el segundo satélite mas interno de los conocidos de Júpiter. Adrastea fue la hija de Júpiter y Ananke y la encargada de los premios y castigos. Adrastea y Metis están situados dentro del anillo principal de Júpiter y pueden ser la fuente de material para el anillo. Se sabe muy poco acerca de Adrastea.

Adrastea en números

Descubridor: D. Jewitt & E. Danielson

Fecha de descubrimiento:1979

Masa (kg) 1.91e+16

Masa (Tierra = 1) 3.1961e-09

Radio (km) 12.5x10x7.5

Radio (Tierra = 1) 1.9599e-03

Densidad media (gm/cm^3) 4.5

Distancia media desde Júpiter (km) 128,971

Período orbital (días) 0.298260

Velocidad orbital media (km/seg) 31.45

Excentricidad orbital 0.0000

Inclinación orbital 0.0000°

Velocidad de escape (km/seg) 0.0143

Albedo geométrico visual 0.05

Magnitud (Vo) 19.1 Dimensiones de 24 x 20 x 16 km

Imagen de Adrastea desde Galileo
Esta imagen de Adrastea fue tomada por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo entre Noviembre de 1996 y Junio de 1997. Aunque Adratea fue descubierta por la nave Voyager, no era nada más que un punto de luz en la imágenes. Adrastea órbita alrededor de Júpiter en un zona comprendida entre el anillo del planeta y los grandes satélites galileanos. El diámetro máximo de Adrastea es de unos 20 kilómetros (12 millas).

Amaltea

Amaltea es una de las mas pequeñas lunas de Júpiter. Fue nombrada así como la ninfa que alimentó al niño Júpiter con leche de cabras. Fue descubierta en 1892 por el astrónomo americano Edward Emerson Barnad mientras realizaba observaciones desde el Observatorio Lick con un telescopio refractivo de 36 pulgadas (91 cenímetros). Amaltea fue la última luna del sistema solar en ser descubierta a través de una observación visual directa. Fue también la primera luna de Júpiter descubierta desde que Galileo descubriera las cuatro lunas Galileanas en 1610.

Es extremadamente irregular, teniendo dimensiones de casi 270x165x150 kilómetros de diámetro. Está muy cicatrizada por cráteres, algunos de los cuales son extremadamente grandes en relación al tamaño de éste. Pan, el cráter más grande, mide 100 kilómetros de largo y tiene al menos 8 kilómetros de profundidad. Otro cráter, Gaea, tiene unos 80 kilómetros de largo y tiene probablemente el doble de profundidad que Pan. Amaltea tiene dos montañas, Mons Lyctas y Mons Ida con un relieve local que alcanza los 20 kilómetros de altura. La superficie es oscura y rojiza aparentemente debido al polvo de azufre procedente de los volcanes de Io. Existen también zonas de color verde en las pendientes más importante de Amaltea. La naturaleza de este color es todavía desconocida.

Amaltea rota sincrónicamente con su eje mayor apuntando hacia Júpiter. Debido a la proximidad de Amaltea a Júpiter, está expuesto al intenso campo de radiación joviano. Recibe continuamente grandes dosis de ions energéticos, protones y electrones producidos por la magnetosfera joviana. Además, sufre un bombardeo constante de micrometeoritos e iones pesados de azufre, oxígeno y sodio que han sido arrancados de Io.

Amaltea en números

Descubierto por Edward Emerson Barnad

Fecha de Descubrimiento 1982

Masa (kg) 7.17e+18

Masa (Tierra=1) 1.1998e-06

Radio (km) 135x84x75

Radio (Tierra=1) 2.1167e-02

Densidad media (gm/cm^3) 1.8

Distancia media desde Júpiter (km) 181,300

Período rotacional (días) 0.498179

Velocidad orbital media (km/seg) 26.47

Excentricidad orbital 0.003

Inclinación orbital 0.40º

Velocidad de escape (km/seg) 0.0842

Albedo geométrico visual 0.05

Magnitud (Vo) 14.1

Dimensiones de 270 x 166 x 150 km

Amaltea
Ésta imagen de Amaltea fue adquirida por la nave espacial Voyager 1 el 5 de Marzo de 1979.

Cuatro Vistas de Amaltea desde Galileo
Estas cuatro imágenes de la luna de Júpiter, Amaltea, fueron tomadas por el sistema óptico de estado sólido del Galileo, en varios momentos entre Febrero y Junio de 1997. El norte está aproximadamente en la parte superior en todos los casos. Amaltea, cuya mayor dimensión es de aproximadamente 247 kilómetros (154 millas), está anclado por las mareas de tal forma que siempre tiene orientado hacia Júpiter el mismo lado, de igual forma que la cara vista de la Luna apunta siempre hacia la Tierra. En este estado de anclaje mareal, uno de los lados de la luna siempre mira en la dirección de rotación alrededor de Júpiter. Este lado recibe el nombre de "cara anterior" de la luna y se muestra en las dos imágenes superiores. El lado opuesto a este es la "cara posterior", y se muestra en las dos imágenes inferiores. El Sol ilumina la superficie desde la izquierda en la imagen superior izquierda y desde la derecha en la imagen inferior izquierda. Estas posiciones del Sol, similares a la toma de una fotografía desde una gran altura durante el amanecer o al ocaso, son excelentes para visualizar la topografía de la superficie del satélite, por ejemplo los cráteres de impacto o las colinas. En las dos imágenes de la derecha, sin embargo, el Sol esta casi detrás de la nave espacial. Esta última posición, similar a la toma de una fotografía desde gran altura al mediodía, elimina los rasgos topográficos y resalta el albedo (patrones claro/oscuro) de Amaltea. Enfatiza la presencia de diferentes materiales en la superficie que son intrínsecamente más brillantes o más oscuros que los de su alrededor. La mancha brillante que domina la imagen superior derecha está situada en el interior de un gran cráter denominado Gaea, localizado en el Polo Sur. (Cortesía NASA

Tebe

Tebe es el cuarto satélite de los conocidos de Júpiter. Tebe fue una ninfa y la hija de Asopus dios del río. Tebe rota sincronicamente alrededor de Júpiter. Se sabe muy poco acerca de ésta luna.

Tebe en números

Descubridor: Stephen Synnott

Fecha de descubrimiento 1979

Masa (kg) 7.77e+17

Masa (Tierra=1) 1.3002e-07

Radio (km) 55x45

Radio (Tierra=1) (.6234e-03

Densidad media (gm/cm^3) 1.5

Distancia media desde Júpiter (Km) 221,895

Periodo rotacional (dias) 0,674536

Periodo orbital (dias) 0,674536

Velocidad orbital media (km/seg) 23.93

Excentridad orbital 0.0183

Inclinación orbital 1.0659º

Velocidad de escape (km/seg) 0.0434

Albedo geométrico visual 0.05

Magnitud (Vo) 15.7

Tiene un diámetro de unos 110 km

Dos Vistas de Tebe desde Galileo
Estas dos imágenes de la luna joviana Tebe fueron tomadas por el sistema óptico de estado sólido de la nave espacial Galileo en Noviembre de 1996 y Junio de 1997, respectivamente. El norte está situado aproximadamente en la parte superior en ambos casos. Tebe, cuyo diámetro máximo es de aproximadamente 116 kilómetros (72 millas), está anclado por las maras, de tal forma que apunta el mismo lado hacia Júpiter, de igual forma que la cara vista de nuestra Luna apunta siempre hacia la Tierra. En este estado de anclaje mareal, uno de los lados de Tebe apunta siempre en la dirección de su rotación alrededor de Júpiter. Este lado recibe el nombre de "cara anterior" y se muestra a la izquierda. La imagen de la derecha resalta el lado de Tebe que apunta en dirección opuesta a Júpiter (la cara "anti-Júpiter"). Observe que parecen existir por lo menos tres o cuatro inmensos cráteres de impacto en la superficie del satélite -- muy grandes en el sentido de que cada uno de estos cráteres es aproximadamente comparable en tamaño al radio de Tebe.

Retrato de Familia de los Pequeños Satélites Interiores de Júpiter
Estas imágenes, tomadas por el sistema óptico de estado solido de la nave Galileo entre Noviembre de 1996 y Junio de 1997, constituyen el primer "retrato de familia" de los cuatro pequeñas lunas, de formas irregulares que orbitan alrededor de Júpiter en una zona entre los anillos del planeta y los grandes satélites galileanos. Las lunas se muestran en sus correctos tamaños relativos, con el norte situado aproximadamente en la parte superior en todos los caso. De izquierda a derecha, ordenados según su distancia desde Júpiter, en orden creciente, están Metis (con un diámetro máximo de 60 kilómetros o 37 millas), Adrastea (20 kilómetros o 12 millas), Amaltea (247 kilómetros o 154 millas) y Tebe (116 kilómetros o 72 millas). Mientras que Amaltea, la mayor de todas estas diminutas lunas, fue fotografiada por las dos naves espaciales Voyager de la NASA en 1979 con una resolución comparable a la que se puede observar aquí, las nuevas observaciones desde Galileo suponen la primera observación en la que se ha visto a Metis, Adrastea y Tebe como algo más que meros puntos de luz.

Io

Io puede ser clasificada como la menos común de las lunas de nuestro sistema solar. La actividad volcánica de Io fue el mayor descubrimiento inesperado de Júpiter. Era la primera vez que se observaban volcanes activos en otro cuerpo del sistema solar. Las naves voyager observaron sobre Io la erupción simultánea de nueve volcanes. Existe también la evidencia de que otras erupciones tuvieron lugar entre las visitas de las dos naves. Los penachos de los volcanes se extienden más allá de los 300 kilómetros (190 millas) sobre la superficie, con materiales expulsados a velocidades cercanas al kilómetro (0.6 millas) por segundo. Los volcanes de Io son debidos aparentemente al calentamiento del satélite por bombeo mareal. Io ve perturbada su órbita por Europa y Ganimedes, dos grandes satélites cercanos, para volver de nuevo a su órbita regular empujado por Júpiter. Esta competencia produce una deformación mareal de la superficie de Io que alcanza los 100 metros (330 pies).

La temperatura en la superficie de Io ronda los -143° C (-230° F); sin embargo, una gran macha caliente asociada con algún fenómeno volcánico alcanza los 17° C (60° F). Los científicos creen que esta mancha podría ser un lago de lava, aunque la temperatura indica que su superficie no está derretida. Este fenómeno es similar a lo que ocurre con los lagos de lava en la Tierra.

Io está compuesto principalmente por material rocoso con un bajo contenido de hierro. Io está situado dentro del intenso cinturón de radiación formado por los electrones e iones atrapados en el campo magnético de Júpiter. A medida que la magnetosfera rota con Júpiter, envuelve a Io y arrastra consigo casi 100 kilogramos de material por segundo. El material forma un toro, una nube en forma de rosquilla que brilla con luz ultravioleta. Los iones pesados del toro se desplazan hacia el exterior, y su empuje da lugar a que la magnetosfera Joviana duplique su tamaño esperado. Algunos de los compuestos de azufre e iones de oxigeno más energéticos caen a lo largo del campo magnético sobre la atmósfera del planeta, dando lugar a auroras.

Io actúa como un generador eléctrico a medida que se desplaza en el interior del campo magnético de Júpiter, desarrollando una diferencia de potencial de 400,000 voltios en el ecuador y generando una corriente eléctrica de 3 millones de amperios que fluye a lo largo del campo magnético hacia la ionosfera del planeta.

Io en Números

Descubierto por Simon Marius y Galileo Galilei

Fecha de descubrimiento 1610

Masa (kg) 8.94e+22

Masa (Tierra = 1) 1.4960e-02

Radio Ecuatorial (km) 1,815

Radio Ecuatorial (Tierra = 1) 2.8457e-01

Densidad Media (gm/cm^3) 3.55

Distancia media desde Júpiter (km) 421,600

Período rotacional (días) 1.769138

Período orbital (días) 1.769138

Velocidad media orbital (km/seg) 17.34

Excentricidad orbital 0.004

Inclinación orbital (grados) 0.040

Velocidad de escape (km/seg) 2.56

Albedo geométrico visual 0.61

Temperatura media de la superficie -143°C

Magnitud (Vo) 5.02

Imagen en Color de Io
Esta imagen en color de Io fue creada mediante la combinación de los canales de color del mosaico en color controlado obtenido por la nave Voyager y USGS con el mosaico de alta resolución creado por Tayfun Oner a partir de los datos de la nave Galileo.Las áreas marrones, anaranjadas están cubiertas probablemente por azufre o una mezcla que lo contenga. Las áreas claras podrían ser nieve de dióxido de azufre y las marcas de viruela son en su mayoría calderas volcánicas con secciones de hasta 200 kilómetros (124 millas). Existen regiones montañosas cerca de ambos polos, con algunas picos que se elevan hasta 8 kilómetros (5 millas) o más por encima de su entorno.

Mapa Detallado de Io
Este es el mosaico global en color de Io con mayor resolución. Fue creado combinando los canales de color del mosaico en color controlado del USGS de baja resolución con el mosaico de alta resolución en blanco y negro del USGS. Luego se proyectó según una proyección ortográfica centrada en los 0 grados de latitud y 315 grados de longitud.

Europa

Europa es una luna de forma extraña de Júpiter con un gran número de líneas intersectándose. Está diferente a Calisto y Ganimedes en las cortezas altamente craterizadas de éstos. Europa casi tiene una completa ausencia de cráteres así como casi no tiene relieves verticales.
Acerca de sus líneas un científico apuntó, "podrían haber sido pintadas con un marcador de fieltro". Existe la posibilidad de que Europa pueda estar activa en su interior debido al calentamiento de la marea a un nivel de un décimo o menos que Io. Los modelos del interior de Europa muestran que bajo una delgada corteza de 5 km (3 millas) de hielo de agua, Europa puede tener océanos con 50 km (30 millas) de profundidad o más. Las marcas visibles de Europa podrían ser el resultado de una expansión global donde la corteza se podría haber fracturado, llenado con agua y congelado.

Estadísticas de Europa

Descubierto por Simon Marius & Galileo Galilei

Fecha de descubrimiento 1610

Masa (kg) 4.8e+22

Masa (Tierra = 1) 8.0321e-03

Radio ecuatorial (km) 1,569

Radio ecuatorial (Tierra = 1) 2.4600e-01

Densidad media (gm/cm^3) 3.01

Distancia media desde Júpiter (km) 670,900

Período rotacional (días) 3.551181

Período orbital (días) 3.551181

Velocidad orbital media (km/seg) 13.74

Excentricidad orbital 0.009

Inclinación orbital (grados) 0.470

Velocidad de escape (km/seg) 2.02

Albedo geométrico visual 0.64

Magnitud (Vo) 5.29

Ganimedes

Ganimedes es la más grande de las lunas de Júpiter y es la más grande de nuestro sistema solar con un diámetro de 5,262 km (3,280 millas). Si Ganimedes orbitase alrededor del sol en vez de hacerlo alrededor de Júpiter podría ser clasificada como un planeta. Al igual que Calisto, Ganimedes está compuesto probablemente de un núcleo rocoso con un manto de agua/hielo y una corteza de roca y hielo. Su baja densidad de 1.94 gm/cm3, indica que el núcleo ocupa cerca del 50% del diámetro del satélite. El manto de Ganimedes está compuesto probablemente de hielo y silicatos, y su corteza es una gruesa capa de agua congelada.

Ganimedes no tiene atmósfera conocida, pero recientemente el Telescopio Espacial Hubble ha detectado ozono en su superficie. La cantidad de ozono es pequeña comparada con la de la Tierra. Se produce a medida que partículas cargadas atrapadas por el campo magnético de Júpiter se precipitan sobre la superficie de Ganimedes. Cuando estas partículas cargadas penetran la corteza helada, rompen las moléculas de agua produciendo ozono. Este proceso químico parece apuntar que Ganimedes posee una tenue atmósfera de oxigeno como la detectada en Europa.

Ganimedes tiene una compleja historia geológica. Tiene montañas, valles, cráteres y ríos de lava. Ganimedes está moteado por regiones iluminadas y oscuras. En las regiones oscuras presenta un gran número de cráteres lo que indica un origen antiguo. Las regiones claras muestran un tipo diferente de terreno - esta surcado por cordilleras y depresiones. Estos rasgos componen patrones complejos que tienen varios cientos de metros de altura y se prolongan por miles de kilómetros. Estas zonas estriadas son posiblemente más recientes que las zonas oscuras llenas de cráteres y se formaron por la tensión creada por los procesos tectonicos globales. La razón real es desconocida; sin embargo, parece haber tenido lugar una extensión de la corteza lo que produjo su rotura y separación.

Ganimedes en números

Descubierto por Simon Marius y Galileo o Galilei

Fecha de descubrimiento 1610

Masa (Kg) 1.48e+23

Masa (tierra=1) 2.4766e-02

Radio ecuatorial (km) 2,631

Radio ecuatorial (Tierra=1) 4.151e-01

Densidad media (gm /cm^3) 1.94

Distancia media desde Júpiter (km) 1,070,000

Periodo rotacional (días) 7.154553

Periodo orbital (dias) 7.154553

Velocidad orbital media (km/seg) 10.88

Excentridad orbital 0,002

Inclinacion orbital (degrees) 0.195

Velocidad de escape (km/seg) 2.74

Albedo geometrico visual 0.42

Magnitud (Vo) 4.61

Ganimedes
Esta imagen muestra un hemisferio entero de Ganimedes. La prominente región oscura, tiene unos 3,200 km de diámetro. Las manchas brillantes son cráteres producidos por impactos relativamente recientes. Parte del Galileo Regio podría estar cubierto por hielo brillante.

Interior de Ganimedes
Imágenes del Voyager han sido utilizadas para crear una vista global de Ganimedes. El corte revela la estructura interior de esta luna helada. Esta estructura consiste en cuatro capas basadas en las medidas del campo gravitatorio de Ganimedes y análisis teóricos utilizando la masa conocida de Ganimedes, su tamaño y densidad. La superficie de Ganimedes es rica en hielo de agua y las imágenes obtenidas por las naves Voyager y Galileo muestran unos rasgos que son la evidencia de roturas en la corteza producidas por los procesos geológicos y tectónicos del pasado. Como en el interior de la Tierra, estos rasgos geológicos reflejan la existencia de fuerzas y procesos profundos en el interior de Ganimedes. Basándose en los modelos geofísicos y geomecánicos, los científicos suponen que el interior de Ganimedes consiste bien a) en una mezcla no diferenciada de rocas o hielo o b) una estructura diferenciada con un núcleo rocoso de tamaño lunar, que contiene hierro posiblemente, rodeado por una profunda capa de hielo blando cubierto por una capa o corteza de hielo rígido. Las medidas del campo gravitatorio de Ganimedes realizadas por la nave Galileo durante su primer y segundo encuentros con esta gigantesca luna han confirmado básicamente el modelo diferenciado y permiten a los científicos estimar el tamaño de estas capas de una forma más precisa. Además estos datos sugieren que existe un denso núcleo metálico en el centro del núcleo rocoso. Este núcleo metálico sugiere la existencia de una temperatura mayor en algún momento del pasado de Ganimedes de la que se había pensado anteriormente y podría ser la fuente del campo magnético de Ganimedaes descubierto los experimentos físicos realizados a bordo de la nave.

Calisto en números

Descubierto por Simon Marius & Galileo Galilei

Fecha del descubrimiento 1610

Masa (kg) 1.08e+23

Masa (Tierra = 1) 1.8072e-02

Radio Ecuatorial (km) 2,400

Radio Ecuatorial (Tierra = 1) 3.7629e-01

Densidad media (gm/cm^3) 1.86

Distancia media a Júpiter (km.) 1,883,000

Periodo rotacional (días) 16.68902

Periodo orbital (días) 16.68902

Velocidad orbital media (km/sec) 8.21

Excentridad orbital 0.007

Inclinación orbital (degrees) 0.281

Velocidad de escape (km/sec) 2.45

Albedo geometrico visual 0.20

Magnitud (Vo) 5.65

Calisto

Interior de calisto

Leda

Leda es el noveno y mas pequeño satélite conocido de Júpiter. Leda fue la reina de Esparta y la madre de Helen y Pollux. Se sabe muy poco acerca de Leda.

Leda en Números

Descubierta por C.Kowal

Fecha de descubrimiento 1974

Masa (kg) 5.68e+15

Masa (Tierra=1) 9.5047e-10

Radio ecuatorial (Km) 8

Radio ecuatorial (Tierra=1) 1.2543e-03

Densidad media (gm/cm^3) 2.7

Distancia media desde Júpiter (km) 11,094,000

Periodo rotacional (días) 238.72

Velocidad orbital media (km/seg) 3.38

Excentridad orbital 0.1476

Inclinación orbital 26.07º

Velocidad de escape (km/seg) 0.0097

Magnitud (Vo) 20.2

Himalaia

Himalaia es el décimo satélite conocido de Júpiter. Himalaia fue una ninfa que tuvo tres hijos de Zeus (Júpiter). Se sabe muy poco acerca de Himalaia

Himalaia en Números

Descubierto por C. Perrine

Fecha de descubrimiento 1904

Masa (kg) 9.56e+18

Masa (Tierra = 1) 1.5997e-06

Radio ecuatorial (km) 93

Radio ecuatorial (Tierra = 1) 1.4581e-02

Densidad media (gm/cm^3) 2.8

Distancia media desde Júpiter (km) 11,480,000

Período rotacional (días) 0.4

Período orbital (días) 250.5662

Velocidad orbital media (km/seg) 3.34

Excentricidad orbital 0.1580

Inclinación orbital 27.63°

Velocidad de escape (km/seg) 0.117

Albedo geométrico visual 0.03

Magnitud (Vo) 14.84

Lisitea

Lisitea es el onceavo satélite conocido de Júpiter. Lisitea fue una hija de Océano y una de las amantes de Zeus. Se sabe muy poco acerca de Lisitea.

Lisitea en Números

Descubierta por S.Nicholson

Fecha de descubrimiento 1938

Masa (kg) 7.77e+16

Masa (Tierra =1) 1.3002e-08

Radio ecuatorial (Km) 18

Radio ecuatorial (Tierra=1) 2.8222e-03

Densidad media (gm/cm^3) 3.1

Distancia media desde Júpiter (Km) 11,720,000

Periodo orbital (dias) 259,22

Velocidad orbital media (Km/seg) 3,29

Excentridad orbital 0.107

Inclinación orbital 29.02º

Velocidad de escape (km/seg) 0.0240

Magnitud (Vo) 18.4

Elara

Elara es el doceavo satélite conocido de Júpiter. Elara y Zeus fueron los padres del gigante Tityus. Se sabe muy poco acerca de Elara.

Elara en Números

Descubierto por C.Perrine

Fecha de descubrimiento 1905

Masa (kg) 7.77e+17

Masa (Tierra=1) 1.3002e-07

Radio ecuatorial (Km) 38

Densidad media (gm/cm^3) 3.3

Distancia media desde Júpiter (km) 11,737,000

Periodo rotacional (días) 0.5

Periodo orbital (días) 259.6528

Velocidad orbital media (km/seg) 3.29

Excentridad orbital 0.2072

Inclinación orbital 24.77º

Velocidad de escape (km/seg) 0.0522

Albedo geométrico visual 0.03

Magnitud (Vo) 16.77

Ananke

Ananke es el treceavo satélite conocido de Júpiter. Ananke y Zeus fueron los padres de Adrastea. Se sabe

muy poco acerca de Ananke.

Ananke en Números

Descubierto por S.Nicholson

Fecha de descubrimiento 1951

Masa (kg) 3.82e+16

Masa(Tierra=1) 6.93922e-09

Radio ecuatorial (Tierra=1) 2.3518e-03

Densidad media (gm/cm^3) 2.7

Distancia media desde Júpiter (Km) 21,200,000

Periodo orbital -631

Velocidad orbital media (Km/seg) -2.44

Excentridad orbital 0.1687

Inclinación orbital 147º

Velocidad de escape (Km/seg) 0.0184

Magnitud (Vo) 18,9

Con un diámetro de 30 km.

Excentricidad de 0,169

Carme

Carme el catorceavo satélite conocido de Júpiter. Carme y Zeus fueron los padres de Britomartis, una diosa Cretana. Se sabe muy poco acerca de Carme.

Carme en números

Descubierta por S.Nicholson

Fecha de descubrimiento 1938

Masa (Kg) ).56e+16

Masa (Tierra=1) 3.1358e-03

Densidad media (gm/cm^3) 2.8

Distancia media desde Júpiter (Km) 22,600,000

Periodo orbital (días) -692

Velocidad orbital media (km/seg)-2.37

Excentridad orbital 0.2968

Inclinación orbital 163º

Velocidad de escape (km/seg) 0.053

Magnitud (Vo) 18.0

Con un diámetro de 20 km.

Pasifae

Pasifae es el quinceavo satélite conocido de Júpiter. Se sabe muy poco acerca de Pasifae.

Pasifae en Números

Descubierto por P. Melotte

Fecha de descubrimiento 1908

Masa (kg) 1.91e+17

Masa (tierra=1) 3.1961e-08

Radio ecuatorial (km) 25

Radio ecuatorial (Tierra=1) 3.9197e-03

Densidad media (gm/cm^3) 2.9

Distancia media desde Júpiter (Km) 23,500,00

Periodo orbital (días) -735

Velocidad orbital media (km/seg) -2.32

Excentridad orbiral 0.378

Inclinación orbital 147º

Velocidad de escape (Km/seg) 0.0319

Magnitud (Vo) 17.03

un diámetro de unos 50 km.

Sinope

Sinope es el satélite más externo de los conocidos de Júpiter. Se sabe muy poco acerca de Sinope.

Sinope en números

Descubierto por S.Nicholson

Fecha de descubrimiento 1914

Masa (Kg) 7.77e+16

Masa (Tierra=1) 13002e-08

Radio Ecuatorial (km) 18

Radio Ecuatorial (Tierra=1) 2.8222e-03

Densidad media (gm/cm^3) 3.1

Distancia media desde Júpiter (Km) 23,700,000

Periodo orbital (dias) -758

Velocidad orbital media (km/seg) -2.27

Excentridad orbital 0.275

Inclinación orbital 153º

Velocidad de escape (km/seg) 0.0240

Magnitud (Vo) 18.3

Un diámetro de unos 36 km

Datos

Luna # Radio(km) Masa(kg) Distancia(km) Descubridor Fecha

Metis XVI 20 9.56e+16 127,969 S. Synnott 1979

Adrestea XV 10 1.91e+16 128,971 Jewitt-Danielson 1979

Amaltea V 100 7.17e+18 181,300 E.Barnad 1892 Tebe XIV 50 7.77e+17 221,895 S. Synnott 1979 Io I 1,815 8.94e+22 421,600 Marius-Galileus 1610

Europa II 1,569 4.80e+22 670,900 Marius-Galileo 1610

GanimedesIII 2,631 1.48e+23 1,070,000 Marius-Galileo 1610 Calisto IV 2,400 1.08e+23 1,883,000 Marius-Galileo 1610

Leda XIII 8 5.68e+15 11,094,000 C.Kowal 1974

HimalaiaVI 93 9.56e+18 11,480,000 C.Perrine 1904

Lisitea X 18 7.77e+16 11,720,000 S.Nichoson 1938

Elara VII 38 7.77e+17 11,737,000 C. Perrine 1905

Ananke XII 15 3.82e+16 21,200,000 S. Nicholson 1951

Carme XI 20 9.56e+16 22,600,000 S. Nicholson 1938

Pasifae VIII 25 1.91e+17 23,500,000 P. Melotte 1908

Sinope IX 18 7.77e+16 23,700,000 S. Nicholson 1914