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아드라스테아 (衛星)

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1955 ~ 1975年 동안 名稱이 "아드라스테아"였던 衛星에 關해서는 아난케 (衛星) 文書를 보십시오.
아드라스테아
Adrastea
갈릴레오 탐사선이 촬영한 아드라스테아.
갈릴레오 探査船이 撮影한 아드라스테아.
發見
發見者 데이비드 C. 第위트
G. 에드워드 다니엘슨
發見일 1979年 7月 8日
名稱
臨時 이름 S/1979 J 1
다른 이름 木星 XV
軌道 性質
모行星 木星
軌道 긴半지름 (a) 129,000 km [1] [2]
公轉 週期 (P) 0.29826 日 [1] [2]
(7時間 9.5分)
平均 公轉 速度 31.378 km/s [內容主 1]
軌道 警査 (i) 0.03° [1] [2]
( 木星 의 赤道 基準)
軌道 離心率 (e) 0.0015 [1] [2]
物理的 性質
半지름 8.2 ± 2 km [3]
부피 2345 km 3 [內容主 2]
反射率 0.1 ± 0.045 [3]
自轉 週期 0.29826 日
( 東柱機 自轉 )
自轉軸 기울기 0° [3]
平均 溫度 122 K

아드라스테아 ( 英語 : Adrastea / æ d r ? ? s t iː ? / , 그리스어 : Αδρ?στεια )는 木星 의 衛星 으로, 木星과 두 番째로 가까운 衛星이다. 아드라스테아는 1979年 보이저 2號 가 撮影한 寫眞에서 發見되었으며, 最初로 宇宙 探査船 을 통해 發見된 衛星이다. [4] "아드라스테아"라는 이름은 그리스 神話 에서 어린 제우스 를 키웠던 아드라스테이아 에서 由來했다. [5]

아드라스테아는 木星의 自傳 週期보다 自身의 公轉 週期가 짧아, 理論的으로는 木星에서 하루에 아드라스테아가 2番 뜨거나 지는 것을 볼 수 있다. 아드라스테아는 木星의 主 고리 가장자리를 돌며, 고리 를 이루는 物質들을 고리에 供給해 준다고 推定되고 있다. 1990年代 갈릴레오 探査船이 아드라스테아를 調査했음에도 不拘하고, 아드라스테아의 詳細한 物理的 情報는 거의 없다시피하다.

發見 및 觀測 [ 編輯 ]

1979年 7月 8日 보이저 2號 가 撮影한 寫眞으로, 아드라스테아가 寫眞 中央 附近에 木星 고리와 함께 位置하고 있다. 이 寫眞은 아드라스테아가 처음으로 찍힌 發見 寫眞이다.

아드라스테아는 데이비드 C. 第위트 와 G. 에드워드 다니엘슨 이 1979年 7月 8日 보이저 2號 가 撮影한 寫眞 속에서 發見하였으며, 臨時 이름 S/1979 J 1 을 附與받았다. [4] [6] 아드라스테아는 宇宙 探査船 이 發見限 最初의 衛星이었다. 以後 1983年에 衛星의 名稱이 公式的으로 "아드라스테아"로 確定되었으며, 이름은 그리스 神話 에서 어린 제우스 를 맡아 키웠던 님프 아드라스테이아 에서 따 왔다. [5]

1998年 갈릴레오 探査船이 아드라스테아의 모습을 찍긴 했지만, 低畫質에 머물렀다. [3] 2016年 木星에 到着한 주노 探査船은 木星 그 自體에 集中하고 있지만, 與件이 된다면 아드라스테아의 寫眞도 찍을 수 있을 것이다. [7]

物理的 性質 [ 編輯 ]

아드라스테아의 크기는 20×16×14 km로, [3] 4個 內部 衛星 들 中 가장 작다. 아드라스테아의 表面的은 840 ~ 1,600 km 2 로 推定된다. 아드라스테아의 構成 成分과 質量은 아직 알려진 바가 없지만, 平均 密度는 亞말테아 와 비슷하게 0.86 g/cm 3 이라고 豫想된다. [2] [8] 이 推定 密度에 따르면 아드라스테아의 質量은 約 2×10 ^ 15  kg이며 얼음 의 孔隙率 은 10?15%이다. [8]

아드라스테아가 저解像度로만 찍혔기 때문에, 表面 地形들은 하나도 알려진 바가 없다. [3]

軌道 [ 編輯 ]

아드라스테아는 木星의 內部 衛星 中 木星과 2番째로 가까우며, 木星과의 距離는 約 129,000 km(木星 半지름의 1.806倍)로 木星 主 고리 바깥쪽 끝에 位置한다. 아드라스테아의 公轉 週期는 木星의 自傳 週期보다 짧으며, 軌道 離心率 과 軌道 警査 (木星 赤道 基準)는 各各 0.0015, 0.03°으로 매우 작은 便이다. [2]

아드라스테아는 木星에 조석 固定 되어 있기 때문에, 달 처럼 木星에 恒常 같은 面을 보여준다. 이 때 가로 方向(긴 쪽)李 木星을 바라본다. [3] 또한 아드라스테아가 조석 固定되어 있기 때문에, 조석 減速 現象에 依해 아드라스테아의 軌道느 徐徐히 崩壞되고 있는 中이며, 언젠가는 木星과 衝突할 것이다. 아드라스테아는 木星의 로슈 限界 안쪽에 있지만, 아드라스테아가 부서지지 않고 있기 때문에 아드라스테아는 剛體에 가까움을 알 수 있다. [2]

아드라스테아의 公轉 速度는 31.378 km/s로, 木星의 衛星 들 中 두 番째로 公轉 速度가 빠르다.

木星 고리와의 關係 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 木星의 고리 § 週 고리 입니다.

木星의 고리 는 內部 衛星 4個 에서 衝突 事件 으로 인해 放出된 物質들이 모여서 形成되었다고 여겨지며, [內容主 3] 아드라스테아는 4個 衛星 中 木星 고리에 物質을 가장 많이 供給한다고 推定되는데, [2] 이는 아드라스테아 軌道 近處에, 正確히는 軌道 안쪽에 있는 主 고리 가 고리 中 가장 크기 때문이다. [9] [10]

木星 고리의 모습은 觀測하는 빛의 方向에 따라서 달라지는데, 前方 散亂光 [內容主 4] 으로 觀測하면 아드라스테아와 主 고리는 相當히 떨어져 있지만, [9] 後方 散亂光 [內容主 5] 으로 觀測하면 아드라스테아 軌道 바깥쪽에 옅게 고리 粒子들이 存在함을 確認할 수 있다. [2]

各州 [ 編輯 ]

內容主
  1. ↑ 公轉 速度는 긴半지름( a )과 標準 重力 變數 ( μ )로부터 派生된다:
  2. ↑ 부피는 半지름( r )으로부터 派生된다: 4 / 3 π r 3
  3. ↑ 衛星의 크기와 質量 이 작을수록 로슈 限界 가 表面 近處에 있어 物質이 放出되기 쉬워진다.
  4. ↑ 前方 散亂光(forward-scattered light)은 太陽 光線과 이루는 角度가 작도록 散亂된, 卽 入射光과 거의 같은 方向으로 나가는 빛을 意味한다.
  5. ↑ 後方 散亂光(back-scattered light)은 太陽 光線과 이루는 角度가 거의 180°를 이루도록 散亂된 빛을 의미하며, 普通 더 큰 粒子들이 觀測된다.
參照週
  1. ↑ 가 나 다 라 Evans, M. W.; Porco, C. C.; Hamilton, D. P. (2002年 9月). “The Orbits of Metis and Adrastea: The Origin and Significance of their Inclinations”. 《Bulletin of the American Astronomical Society》 34 : 883. Bibcode : 2002DPS....34.2403E .  
  2. ↑ 가 나 다 라 마 바 社 아 者 Burns, Joseph A.; Simonelli, Damon P.; Showalter, Mark R.; Hamilton, Douglas P.; Porco, Carolyn C.; Throop, Henry; Esposito, Larry W. (2004). 〈Jupiter's Ring-Moon System〉 (PDF) . Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. 《Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere》. Cambridge University Press. 241?262쪽. Bibcode : 2004jpsm.book..241B . ISBN   978-0-521-81808-7 .  
  3. ↑ 가 나 다 라 마 바 社 Thomas, P. C.; Burns, J. A.; Rossier, L.; Simonelli, D.; Veverka, J.; Chapman, C. R.; Klaasen, K.; Johnson, T. V.; Belton, M. J. S.; Galileo Solid State Imaging Team (1998年 9月). “The Small Inner Satellites of Jupiter”. 《Icarus》 135 (1): 360?371. Bibcode : 1998Icar..135..360T . doi : 10.1006/icar.1998.5976 .  
  4. ↑ 가 나 Marsden, Brian G. (1980年 2月 25日). “Editorial Notice” . 《IAU Circular》 3454 . 2011年 7月 25日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2012年 3月 28日에 確認함 .  
  5. ↑ 가 나 Marsden, Brian G. (1983年 9月 30日). “Satellites of Jupiter and Saturn” . 《IAU Circular》 3872 . 2012年 3月 28日에 確認함 .  
  6. ↑ Jewitt, David C.; Danielson, G. Edward; Synnott, Stephen P. (1979年 11月 23日). “Discovery of a New Jupiter Satellite”. 《Science》 206 (4421): 951. Bibcode : 1979Sci...206..951J . doi : 10.1126/science.206.4421.951 . PMID   17733911 .  
  7. ↑ JunoCam: Science and Outreach Opportunities with Juno Hansen, C. J.; Orton, G. S. American Geophysical Union 12/2015
  8. ↑ 가 나 Anderson, J. D.; Johnson, T. V.; Schubert, G.; Asmar, S.; Jacobson, R. A.; Johnston, D.; Lau, E. L.; Lewis, G.; Moore, W. B.; Taylor, A.; Thomas, P. C.; Weinwurm, G. (2005年 5月 27日). “Amalthea's Density is Less Than That of Water”. 《Science》 308 (5726): 1291?1293. Bibcode : 2005Sci...308.1291A . doi : 10.1126/science.1110422 . PMID   15919987 .  
  9. ↑ 가 나 Ockert-Bell, M. E.; Burns, J. A.; Daubar, I. J.; Thomas, P. C.; Veverka, J.; Belton, M. J. S.; Klaasen, K. P. (1999年 4月 1日). “The Structure of Jupiter's Ring System as Revealed by the Galileo Imaging Experiment”. 《Icarus》 138 (2): 188?213. Bibcode : 1999Icar..138..188O . doi : 10.1006/icar.1998.6072 .  
  10. ↑ Burns, Joseph A.; Showalter, Mark R.; Hamilton, Douglas P.; Nicholson, Philip D.; de Pater, Imke; Ockert-Bell, Maureen E.; Thomas, Peter C. (1999年 5月 14日). “The Formation of Jupiter's Faint Rings”. 《Science》 284 (5417): 1146?1150. Bibcode : 1999Sci...284.1146B . doi : 10.1126/science.284.5417.1146 . PMID   10325220 .  

外部 링크 [ 編輯 ]

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