Satélites de Júpiter

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Júpiter e seus quatro maiores satélites.


Esta é a lista de satélites de Júpiter. Júpiter possui 79 satélites confirmados,[1] o maior número "seguro" de satélites entre os oito planetas do Sistema Solar.[2] Os quatro satélites mais massivos, os satélites de Galileu, foram descobertos em 1610 por Galileu Galilei, e foram os primeiros objetos descobertos pela humanidade em órbita de outro corpo que não a Terra ou o Sol. Desde o final do século XX, vários satélites menores foram descobertos, todos recebendo nomes de amantes, conquistas ou filhas do deus romano Júpiter, ou do equivalente grego, Zeus. Os quatro satélites de Galileu são facilmente os maiores corpos em órbita do planeta, com todos os demais satélites mais os anéis de Júpiter sendo responsáveis por apenas 0,003% da massa em torno do planeta.


Oito dos satélites de Júpiter são regulares, com órbitas prógradas e quase circulares, de baixa inclinação em respeito ao plano equatorial de Júpiter. Os satélites de Galileu estão em equilíbrio hidrostático, e seriam considerados planetas anões se estivessem em órbita em torno do Sol. Os outros quatro satélites regulares são muito menores e mais próximos do planeta, e servem como fonte de poeira dos anéis jupiterianos.


Os outros satélites de Júpiter são "irregulares", cujas órbitas, prógradas ou retrógradas, estão significantemente mais longe do planeta, e possuem maiores inclinações e excentricidades orbitais. Estes satélites eram provavelmente corpos menores que foram capturados pelo planeta. 30 satélites foram descobertos desde 2003 e ainda não receberam nome.




Índice






  • 1 Características


  • 2 Origem e evolução


  • 3 História


  • 4 Nomenclatura


  • 5 Grupos


    • 5.1 Satélites regulares


    • 5.2 Satélites irregulares




  • 6 Tabela


  • 7 Ver também


  • 8 Notas


  • 9 Referências





Características |


As características físicas dos satélites de Júpiter variam significantemente. Os quatro satélites de Galileu todos possuem mais de 3 000 km de diâmetro. O maior satélite do planeta, Ganímedes, é o maior satélite natural do Sistema Solar, bem como o maior (tanto em tamanho quanto em massa) depois dos oito planetas, sendo maior em diâmetro do que Mercúrio.[3] Todos os outros satélites de Júpiter possuem menos de 250 km de diâmetro, com a maioria ligeiramente ultrapassando a marca de 5 km. Os formatos das órbitas dos satélites variam de círculos quase perfeitos e poucos inclinados a elipses altamente excêntricas e inclinadas, com vários satélites orbitando na direção oposta do sentido de rotação do planeta. O período orbital dos satélites jupiterianos varia entre sete horas (ou seja, menos do que o período de rotação do planeta) a períodos 3 000 vezes mais longos (ou seja, quase três anos terrestres).



Origem e evolução |


Acredita-se que os satélites regulares de Júpiter tenham sido formados através de um disco circumplanetário, este sendo um disco de gás e poeira em acreção, um processo análogo ao de um disco protoplanetário.[4][5] Os satélites podem ser os remanescentes de um número de satélites similares que formaram-se no início da história do planeta.[4][6]


Simulações sugerem que, embora o disco tenha possuído uma massa relativamente baixa, que ao longo do tempo uma fração substancial (na ordem de várias dezenas de %) da massa de Júpiter capturada da nebulosa solar foi processado pelos satélites em formação. Porém, para explicar a origem dos atuais satélites regulares, um disco contendo uma massa de apenas 2% a de Júpiter é necessária.[4] Visto assim, é provável que várias gerações de satélites contendo massas similares aos dos atuais satélites de Galileu tenham existido anteriormente. Cada geração de satélites teria impactado com o planeta, devido à fricção com o disco, e com novos satélites formando-se através de material recém-capturado pelo planeta, proveniente da nebulosa solar.[4] Quando a atual geração (possivelmente a quinta) formou-se, a densidade do disco teria diminuido de tal forma que não teria interferido significantemente com as órbitas dos satélites.[6] Mesmo assim, os satélites de Galileu foram afetados pelo disco, com a distância dos satélites e Júpiter diminuído. Tais satélites foram protegidos parcialmente por uma ressonância orbital, que ainda existe no presente (de 4:2:1) entre Io, Europa e Ganímedes. A massa maior de Ganímedes, relativo aos outros satélites, significaria que o primeiro teria migrado em direção ao planeta mais rapidamente do que Europa ou Io.[4]


Acredita-se que os satélites exteriores, irregulares, tenham sido asteroides que foram capturados por Júpiter durante o período no qual o disco deste ainda era denso e massivo o suficiente para absorver uma parcela significante do momento destes asteroides, o suficiente para capturá-las em órbitas em torno do planeta. Vários partiram-se devido ao estresse sofrido durante a captura, ou posteriormente, em colisões com outros corpos pequenos, produzindo as famílias de satélites atuais.[7]



História |




Júpiter e os satélites de Galileu vistos em um telescópio.




Os quatro satélites de Galileu. Da esquerda para direita, em ordem crescente de distância em relação a Júpiter: Io, Europa, Ganímedes e Calisto.


A primeira possível observação de um dos satélites de Júpiter foi realizado pelo astrônomo chinês Gan De, em 364 a.C.[8] Porém, a primeira observação dos satélites, sem incertezas, foi feita por Galileu Galilei em 1609.[9] Em março de 1610, Galileu já tinha observado Io, Europa, Ganímedes e Calisto, com seu telescópio de magnificação 30x.[10]Simon Marius argumentou que ele havia descoberto independentemente os quatro satélites durante o mesmo período, embora foi acusado por Galileu de plagiarismo; visto que Marius publicou tal descoberta quatro anos após Galileu, em 1614, o último é no geral creditado como o único descobridor dos quatro satélites.


Nenhum satélite adicional foi descoberto até que Edward Emerson Barnard descobriu Amalteia em 1892.[11] Com a ajuda de fotografia telescópica, novas descobertas foram rapidamente realizadas ao longo do século XX. Himalia foi descoberto em 1904,[12]Elara em 1905,[13]Pasife em 1908,[14] e Sinope em 1914,[15] com Lisiteia e Carme sendo descobertas em 1938,[16]Ananke em 1951,[17] e Leda em 1974.[18] Quando as sondas espaciais Voyager alcançaram Júpiter em 1979, 13 satélites haviam sido descobertos, enquanto que Temisto havia sido observado em 1975,[19] embora devido à falta de dados de observações iniciais, tinha sido perdida até 2000. As sondas Voyager descobriram três satélites interiores em 1979: Métis, Adrasteia e Tebe.[20]


Por duas décadas nenhum satélite adicional foi descoberto, porém, entre outubro de 1999 e fevereiro de 2003, pesquisadores utilizando detectores baseados na Terra encontraram 32 satélites, a maioria dos quais - 23 - foram descobertos por uma equipe liderada por Scott S. Sheppard e David C. Jewitt.[21] Todos estes satélites são pequenos, possuindo órbitas altamente excêntricas, geralmente retrógradas, e possuindo cerca de 3 km de diâmetro, com o maior possuindo 9 km de diâmetro. Acredita-se que todos estes satélites tenham sido capturados pelo planeta, embora esta hipótese não tenha sido confirmada. Em 2010 e 2011 quatro novos satélites foram descobertos. Outras duas descobertas foram feitas em 2016 e 2017, aumentando o número de satélites descobertos para 69,[1] o maior número entre todos os planetas do Sistema Solar, com outros satélites pequenos, ainda não descobertos, podendo existir.



Nomenclatura |


Galileu havia originalmente nomeado os quatro satélites descobertos por ele de "estrelas de Médici". Porém, Marius propôs o uso de Io, Europa, Ganímedes e Calisto, nomes de quatro amantes de Zeus.[22] Porém, a nomenclatura de Marius não foi utilizada até o século XX. Galileu, que havia rejeitado a nomenclatura proposta por Marius, inventou o sistema de numeração dos satélites, utilizando números romanos, chamando Io, Europa, Ganímedes e Calisto de Júpiter I, Júpiter II, Júpiter III e Júpiter IV, respectivamente. O uso de "primeiro satélite de Júpiter", "segundo satélite de Júpiter", e aí em diante, também foi utilizada.[22] Os atuais nomes dos satélites de Galileu tornaram-se populares no século XX, quando outros satélites (Júpiter V - Júpiter XII) foram descobertos (e não ainda nomeados).[23] Em uma convenção popular, mas não-oficial, Júpiter V, descoberto em 1892, foi nomeada de "Amalteia", utilizada pela primeira vez pelo astrônomo Camille Flammarion.[21]


Os outros satélites, na maioria da literatura astronômica, eram referidos simplesmente pelo seu numeral romano (por exemplo, Júpiter X) até a década de 1970.[24] Em 1975, a União Astronômica Internacional deu nomes oficiais para os satélites V-XIII,[25] e criou um processo formal de nomenclatura para futuros satélites descobertos.[25] Segundo a União Astronômica Internacional, os novos satélites de Júpiter devem ser nomeados em homenagem a amantes do Deus romano Júpiter, ou o equivalente grego, Zeus, e desde 2004, também em homenagem aos seus descendentes.[26] Todos os satélites de Júpiter a partir do XXXIV (Euporia) são nomeados a partir de filhas de Júpiter ou Zeus.[26]


Alguns asteroides possuem os mesmos nomes que satélites de Júpiter: 9 Métis, 38 Leda, 52 Europa, 85 Io, 113 Amalteia, e 239 Adrastea. Outros dois asteroides possuíam o mesmo nome que satélites de Júpiter, até que a União Astronômica Internacional mudou levemente o nome dos primeiros, em caráter permanente, para 1036 Ganymed e 204 Kallisto.



Grupos |




As órbitas dos satélites irregulares de Júpiter, e dos agrupamentos destes: por eixo semi-maior (o eixo horizontal em Gm); pela inclinação orbital (o eixo vertical); e pela excentricidade (linhas amarelas). Os tamanhos relativos são indicados pelos círculos.



Satélites regulares |


Estes estão divididos em dois grupos:


  • O grupo Amalteia ou satélites interiores é composto por satélites que orbitam muito próximos a Júpiter: Métis, Adrasteia, Amalteia e Tebe, organizados em ordem crescente de distância do planeta. Os dois primeiros orbitam em torno do planeta em menos de um dia jupiteriano, enquanto que os dois últimos são respectivamente o quinto e o sétimo maiores satélites do sistema jupiteriano. Observações sugerem que Amalteia, e possivelmente outros membros do grupo, não formou-se na órbita atual, mas sim mais longe do planeta, ou que é um corpo menor capturado pelo planeta.[27] Estes satélites, bem como um número de satélites interiores não descobertos, reabastecem e mantém o sistema de anéis jupiterianos. Métis e Adrasteia ajudam a manter o principal anel, enquanto que Amalteia e Tebe mantém cada uma seu próprio sistema de anéis.[28][29]


  • Satélites de Galileu ou grupo principal é composto pelos quatro maiores satélites de Júpiter: Io, Europa, Ganímedes e Calisto, organizados em ordem crescente de distância do planeta. Os quatro possuem diâmetros maiores do que qualquer planeta anão descoberto, e Ganímedes é o objeto mais massivo do Sistema Solar, quando o Sol e os oito planetas não são incluídos, além de possuir um diâmetro maior do que Mercúrio. Respectivamente o quarto, sexto, primeiro e terceiro maior satélite do Sistema Solar, os quatro em conjunto agrupam 99,999% da massa em torno de Júpiter. Enquanto isto, este possui uma massa 5 mil vezes maior do que a dos quatro satélites de Galileu em conjunto. [nota 1] Os três primeiros possuem uma ressonância orbital de 1:2:4. Modelos sugerem que os quatro satélites formaram-se via a acreção lenta de material na subnebulosa jupiteriana de baixa densidade - um disco de gás e poeira que existiu em torno d oplaneta após sua formação, e que durou até 10 milhões de anos, no caso de Calisto.[31]


Satélites irregulares |




Os satélites exteriores de Júpiter e suas órbitas altamente inclinadas.


Os satélites irregulares de Júpiter são substancialmente menores do que os satélites regulares, possuindo órbitas mais distantes e excêntricas. Estes satélites formam famílias que possuem parâmetros orbitais similares (tais como eixo semi-maior, inclinação e excentricidade) e composição. Acredita-se que estes grupos sejam, ao menos parcialmente, famílias dinâmicas que foram criados quando os corpos maiores (embora ainda relativamente pequenos) originais foram despedaçados em pedaços menores via impactos de asteroides capturados pelo campo gravitacional do planeta. Estas famílias possuem os nomes de seus maiores membros. Embora não exista um consenso rígido distinguindo uma família das outras, estas são tipicamente identificadas como:[32][33][34]


  • Satélites prógrados:


Temisto é o satélite irregular mais próximo do planeta, e não faz parte de qualquer família conhecida.[32][33]


  • Os membros do grupo Himalia estão dispersos em um 1,4 Gm relativo ao seus eixo semi-maiores, possuem uma diferença de 1,6° de inclinação (média de 27,5° ± 0,8°) e excentricidades variando entre 0,11 e 0,25. Cientistas sugeriram que este grupo poderia ser um remanescente da desintegração de um asteroide capturado proveniente do cinturão de asteroides.[33]


  • Carpo é o satélite prógrado mais distante do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.[32]




Satélites retrógrados: inclinações em ° contra excentricidade, com os grupos de Carme e Anake identificados.


  • Satélites retrógrados:

    • S/2003 J 12 é o satélite retrógrado mais próximo do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.


  • As órbitas dos satélites do grupo Carme estão dispersos sob uma distância de apenas 1,2 Gm em eixo semi-maior, possuindo uma diferença média de 1,6° em inclinação (165,7 ± 0,8°), e excentricidades variando entre 0,23 e 0,27. São bastante homogêneos em cor (possuindo uma cor vermelha clara). Acredita-se que sejam provenientes da desintegração de um asteroide tipo D, possivelmente um troiano de Júpiter.[35]

  • Os satélites do grupo Ananke estão dispersos em uma distância maior do que os grupos anteriores - 2,4 Gm no eixo semi-maior - possuindo também maiores diferenças médias de inclinação (8.1°, variando entre 145,7° , 154,8°), e excentricidades (que variam entre 0,25 e 0,43). A maioria possuem uma cor cinza. Acredita-se que sejam provenientes da desintegração de um asteroide capturado.[35]

  • Os satélites do grupo Pasife são significantemente dispersos um dos outros, em uma distância de 1,3 Gm, inclinações entre 144,5° and 158,3°, e excentricidades variando entre 0,25 and 0,43.[35] Suas cores também variam significantemente, do vermelho para cinza, podendo ter sido o resultado de várias colisões múltiplas. Sinope, por vezes incluída no grupo Pasife,[35] é vermelho, porém, dado sua diferença de inclinação, pode ter sido capturado independentemente.[33] Pasife e Sinope também possuem uma ressonância secular com Júpiter.[36]


  • S/2003 J 2 é o satélite mais longínquo do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.


Tabela |


Os satélites de Júpiter estão listados abaixo por ordem crescente de período orbital. Os satélites que possuem massa suficiente para colapsarem em uma esfera estão em negrito. Estes são os quatro satélites de Galileu, que são comparáveis em tamanho e massa com a Lua da Terra. Os quatro satélites interiores são muito menores. Os satélites irregulares estão em cinza quando prógrados e cinza escuro quando retrógrados.






























































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































































Ordem
[nota 2]
Número
[nota 3]
Nome
Imagem
Diâmetro
(km)[nota 4]
Massa
(×1016kg)

Eixo semi-maior
(km)[37]

Período orbital
(d)[37][nota 5][nota 6]

Inclinação
(°)[37]

Excentricidade
[32]
Descoberta
[21]
Descobridor
[21]
Grupo
[nota 7]
1
16 !XVI
Métis
Metis.jpg

0059 !60×40×34

1636 !~3,6

00127 !127 690

0074 !+7h 4m 29s

00006 !0,06°[38]
0,000 02 1979
Synnott
(Voyager 1)

Amalteia
2
15 !XV
Adrasteia
Adrastea.jpg

0020 !20×16×14

152 !~0,2

00128 !128 690

0079 !+7h 9m 30s

00003 !0,03°[38]
0,0015 1979
Jewitt
(Voyager 2)

Amalteia
3
05 !V
Amalteia
Amalthea PIA02532.png

0250 !250×146×128

18208 !208

0018 !181 366

008 !+11h 57m 23s

000374 !0,374°[38]
0,0032 1892 Barnard
Amalteia
4
14 !XIV
Tebe
Thebe.jpg

0116 !116×98×84

1743 !~43

002 !221 889

009 !+16h 11m 17s

001076 !1,076°[38]
0,0175 1979 Synnott
(Voyager 1)

Amalteia
5
01 !I
Io
Io highest resolution true color.jpg

3 660 !3 660,0×3 637,4
×3 630,6


2 289 !8 900 000

004 !421 700

01 !+1,769 137 786

00005 !0,050°[38]
0,0041 1610 Galilei
Galileu
6
02 !II
Europa
Europa-moon.jpg

3 121 !3 121,6

2 248 !4 800 000

006 !671 034

03 !+3,551 181 041

00047 !0,471°[38]
0,0094 1610 Galilei
Galileu
7
03 !III
Ganímedes
Ganymede g1 true.jpg

5 362 !5 262,4

2 315 !15 000 000

010 !1 070 412

07 !+7,154 552 96

000204 !0,204°[38]
0,0011 1610 Galilei
Galileu
8
04 !IV
Calisto
Callisto.jpg

4 820 !4 820,6

2 311 !11 000 000

018 !1 882 709

08 !+16,689 018 4

000205 !0,205°[38]
0,0074 1610 Galilei
Galileu
9
18 !XVIII
Temisto
0008 !8

1469 !0,069

07 !7 393 216
+129,87
045 !45,762°
0,2115 1975/2000
Kowal & Roemer/
Sheppard et al.

Temisto
10
13 !XIII
Leda
0016 !16

1611 !0,6
11 187 781 +241,75
027562 !27,562°
0,1673 1974
Kowal[39]

Himalia
11
06 !VI
Himalia
0170 !170

1867 !670
11 451 971 +250,37
030 !30,486°
0,1513 1904 Perrine
Himalia
12
10 !X
Lisiteia
0036 !36

1663 !6,3
11 740 560 +259,89
027006 !27,006°
0,1322 1938 Nicholson
Himalia
13
07 !VII
Elara
Elara2-LB1-mag17.jpg

0086 !86

1787 !87
11 778 034 +261,14
029 !29,691°
0,1948 1905 Perrine
Himalia
14
99 !
Dia
0004 !4

139 !6997899999999999999♠0.0090
7007125704240000000♠12570424 +287.93
027584 !27.584°
0.2058 2001 Sheppard et al.
Himalia?
15
46 !XLVI
Carpo
0003 !3

1345 !0,004 5
17 144 873 +458,62
056 !56,001°
0,2735 2003 Sheppard et al.
Carpo
16
99 !
S/2003 J 12
0001 !1

1215 !0,000 15
17 739 539 −482,69 142,680° 0,4449 2003 Sheppard et al.
?
17
34 !XXXIV
Euporia
0002 !2

1315 !0,001 5
19 088 434 −538,78 144,694° 0,0960 2002 Sheppard et al.
Ananke
18
99 !
S/2003 J 3
0002 !2

1315 !0,001 5
19 621 780 −561,52 146,363° 0,2507 2003 Sheppard et al.
Ananke
19
99 !
S/2003 J 18
0002 !2

1315 !0,001 5
19 812 577 −569,73 147,401° 0,1569 2003 Gladman et al.
Ananke
20
99 !
S/2011 J 1
0001 !1
20 155 290 −582,22 162,8° 0,2963 2011 Sheppard et al.
?
21
99 !
S/2010 J 2
0001 !1
20 307 150 −588,1 150,4° 0,307 2010 Veillet
Ananke?
22
42 !XLII
Thelxinoe
0002 !2

1315 !0,001 5
20 453 753 −597,61 151,292° 0,2684 2003 Sheppard et al.
Ananke
23
33 !XXXIII
Euante
0003 !3

1345 !0,004 5
20 464 854 −598,09 143,409° 0,2000 2002 Sheppard et al.
Ananke
24
45 !XLV
Helique
0004 !4

139 !0,009 0
20 540 266 −601,40 154,586° 0,1374 2003 Sheppard et al.
Ananke
25
35 !XXXV
Ortósia
0002 !2

1315 !0,001 5
20 567 971 −602,62 142,366° 0,2433 2002 Sheppard et al.
Ananke
26
99 !
S/2016 J 1
0001 !1[40]

1315 !0,0015

7007205954770000000♠20595477[41]
−603,83[41]
139,839[41]
0,1405[41]
2016 Sheppard et al.
Ananke?
27
24 !XXIV
Iocasta
0005 !5

1419 !0,019
20 722 566 −609,43 147,248° 0,2874 2001 Sheppard et al.
Ananke
28
99 !
S/2003 J 16
0002 !2

1315 !0,001 5
20 743 779 −610,36 150,769° 0,3184 2003 Gladman et al.
Ananke
29
27 !XXVII
Praxidique
0007 !7

1443 !0,043
20 823 948 −613,90 144,205° 0,1840 2001 Sheppard et al.
Ananke
30
22 !XXII
Harpalique
0004 !4

1412 !0,012
21 063 814 −624,54 147,223° 0,2440 2001 Sheppard et al.
Ananke
31
40 !XL
Mneme
0002 !2

1315 !0,001 5
21 129 786 −627,48 149,732° 0,3169 2003
Gladman et al.

Ananke
32
30 !XXX
Hermipe
0004 !4

139 !0,009 0
21 182 086 −629,81 151,242° 0,2290 2002 Sheppard et al.
Ananke?
33
29 !XXIX
Tione
0004 !4

139 !0,009 0
21 405 570 −639,80 147,276° 0,2525 2002 Sheppard et al.
Ananke
34
12 !XII
Ananke
0028 !28

163 !3,0
21 454 952 −642,02 151,564° 0,3445 1951 Nicholson
Ananke
35
50 !L
Herse
0002 !2

1315 !0,001 5
22 134 306 −672,75 162,490° 0,2379 2003 Gladman et al.
Carme
36
31 !XXXI
Aitne
0003 !3

1345 !0,004 5
22 285 161 −679,64 165,562° 0,3927 2002 Sheppard et al.
Carme
37
37 !XXXVII
Cale
0002 !2

1315 !0,001 5
22 409 207 −685,32 165,378° 0,2011 2002 Sheppard et al.
Carme
38
20 !XX
Taigete
0005 !5

1416 !0,016
22 438 648 −686,67 164,890° 0,3678 2001 Sheppard et al.
Carme
39
99 !
S/2003 J 19
0002 !2

1315 !0,001 5
22 709 061 −699,12 164,727° 0,1961 2003 Gladman et al.
Carme
40
21 !XXI
Caldene
0004 !4

1375 !0,007 5
22 713 444 −699,33 167,070° 0,2916 2001 Sheppard et al.
Carme
41
99 !
S/2003 J 15
0002 !2

1315 !0,001 5
22 720 999 −699,68 141,812° 0,0932 2003 Sheppard et al.
Ananke?
42
99 !
S/2003 J 10
0002 !2

1315 !0,0015
22 730 813 −700,13 163,813° 0,3438 2003 Sheppard et al.
Carme?
43
99 !
S/2003 J 23
0002 !2

1315 !0,001 5
22 739 654 −700,54 148,849° 0,3930 2004 Sheppard et al.
Pasife
44
25 !XXV
Erinome
0003 !3

1345 !0,004 5
22 986 266 −711,96 163,737° 0,2552 2001 Sheppard et al.
Carme
45
41 !XLI
Aoede
0004 !4

139 !0,009 0
23 044 175 −714,66 160,482° 0,6011 2003 Sheppard et al.
Pasife
46
44 !XLIV
Calicore
0002 !2

1315 !0,001 5
23 111 823 −717,81 164,605° 0,2041 2003 Sheppard et al.
Carme?
47
23 !XXIII
Calique
0005 !5

1419 !0,019
23 180 773 −721,02 165,505° 0,2139 2001 Sheppard et al.
Carme
48
11 !XI
Carme
0046 !46

1713 !13
23 197 992 −721,82 165,047° 0,2342 1938 Nicholson
Carme
49
17 !XVII
Caliroe
0009 !9

1487 !0,087
23 214 986 −722,62 139,849° 0,2582 2000 Gladman et al.
Pasife
50
32 !XXXII
Euridome
0003 !3

1345 !0,004 5
23 230 858 −723,36 149,324° 0,3769 2002 Sheppard et al.
Pasife?
51
99 !
S/2011 J 2
0001 !1
23 329 710 −725,06 151,8° 0,3867 2011 Sheppard et al.
Pasife?
52
38 !XXXVIII
Pasite
0002 !2

1315 !0,001 5
23 307 318 −726,93 165,759° 0,3288 2002 Sheppard et al.
Carme
53
99 !
S/2010 J 1
0002 !2
23 314 335 −723,2 163,2° 0,320 2010 Jacobson et al.
Pasife?
54
49 !XLIX
Coré
0002 !2

1315 !0,001 5
23 345 093 −776,02 137,371° 0,1951 2003 Sheppard et al.
Pasife
55
48 !XLVIII
Cilene
0002 !2

1315 !0,001 5
23 396 269 −731,10 140,148° 0,4115 2003 Sheppard et al.
Pasife
56
47 !XLVII
Euquelade
0004 !4

139 !0,009 0
23 483 694 −735,20 163,996° 0,2828 2003 Sheppard et al.
Carme
57
99 !
S/2017 J 1
0002 !2[40]

1315 !0,0015

7007234839720000000♠23483972[42]
-735,21[42]
149,197[42]
0,3969[42]
2017 Sheppard et al.
Pasife
58
99 !
S/2003 J 4
0002 !2

1315 !0,001 5
23 570 790 −739,29 147,175° 0,3003 2003 Sheppard et al.
Pasife
59
08 !VIII
Pasife
0060 !60

173 !30
23 609 042 −741,09 141,803° 0,3743 1908 Gladman et al.
Pasife
60
39 !XXXIX
Hegemone
0003 !3

1345 !0,004 5
23 702 511 −745,50 152,506° 0,4077 2003 Sheppard et al.
Pasife
61
43 !XLIII
Arque
0003 !3

1345 !0,004 5
23 717 051 −746,19 164,587° 0,1492 2002 Sheppard et al.
Carme
62
26 !XXVI
Isonoe
0004 !4

1375 !0,007 5
23 800 647 −750,13 165,127° 0,1775 2001 Sheppard et al.
Carme
63
99 !
S/2003 J 9
0001 !1

1215 !0,000 15
23 857 808 −752,84 164,980° 0,2761 2003 Sheppard et al.
Carme
64
99 !
S/2003 J 5
0004 !4

139 !0,009 0
23 973 926 −758,34 165,549° 0,3070 2003 Sheppard et al.
Carme
65
09 !IX
Sinope
0038 !38

1675 !7,5
24 057 865 −762,33 153,778° 0,2750 1914 Nicholson
Pasife
66
36 !XXXVI
Esponde
0002 !2

1315 !0,001 5
24 252 627 −771,60 154,372° 0,4431 2002 Sheppard et al.
Pasife
67
28 !XXVIII
Autonoe
0004 !4

139 !0,009 0
24 264 445 −772,17 151,058° 0,3690 2002 Sheppard et al.
Pasife
68
19 !XIX
Megaclite
0005 !5

1421 !0,021
24 687 239 −792,44 150,398° 0,3077 2001 Sheppard et al.
Pasife
69
99 !
S/2003 J 2
0002 !2

1315 !0,001 5
30 290 846
9 !−1 077,02
153,521° 0,1882 2003 Sheppard et al.
?


Ver também |


  • Lista de satélites naturais do Sistema Solar

Notas




  1. A massa de Júpiter é de 1,898 x 1027 kg[30] enquanto que a dos satélites de Galileu é de 3,93-4,28 x 1023 kg.


  2. Ordem refere-se à posição em relação a outros satélites  com respeito à distância média de Júpiter,


  3. Refere-se ao número romano atribuído a cada satélite na sua descoberta,


  4. Diâmetros com entradas múltiplas  tais como "60×40×34"  indicam que o satélite em questão não é uma esfera quase perfeita  e que cada uma de suas dimensões foi medida com precisão suficiente,


  5. Períodos com valores negativos são retrógrados,


  6. Note que alguns dos eixos semi-maiores foram computados utilizando o valor µ  enquanto que as excentricidades foram tomadas utilizando a inclinação em relação ao plano de Laplace local.


  7. "?" refere-se a satélites os quais cientistas possuem dúvidas sobre os grupos que estes pertencem,



Referências




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