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테베 (달)

Thebe (moon)
테베
Thebe.jpg
2000년 1월 4일 갈릴레오 우주선이 찍은 테베의 모습
디스커버리
검색 대상스티븐 P. Synnott / Voyager 1
발견일자1979년 3월 5일
지정
발음/ˈθiːbiː/[1]
이름을 따서 명명됨
Θήβη ēē
형용사콩 /θibibiːn/[2]
궤도 특성
페리압시스218000km[a]
아포압시스226000km[b]
평균 궤도 반지름
221889.0±0.6km(3.11) RJ)[3]
편심성0.0175±0.0004[3]
0.674536±0.000001d(16 h 11.3분)[3]
23.92km/s (1998)
기울기1.076°±0.003°(목성의 적도)[3]
의 위성목성
물리적 특성
치수116 × 98 × 84 km[4]
평균 반지름
49.3±2.0km[4]
볼륨≈ 500,000km3
0.04 m/s2(0.004 g)[4][c]
20~30m/s[5][d]
동기식의
영
알베도0.047±0.003[6]
온도≈ 124 K

테베 /ˈθiːbiː/는 목성 XIV로도 알려져 있으며, 행성과의 거리에 의한 목성의 위성 중 네 번째 위성이다.그것은 Stephen P에 의해 발견되었다. 1979년 3월 5일에 찍은 보이저 1호 우주탐사선에서 목성을 비행하면서 찍은 영상에서 동기화되었다.[7]1983년 신화적인 요정 테베의 이름을 따서 공식적으로 명명되었다.[8]

목성의 내부 위성 중 두 번째로 큰 테베는 테베 고사머 고리의 바깥쪽 가장자리 안에 있는 궤도를 돌고 있으며, 테베 고사머 고리의 표면에서 분출되는 먼지에서 형성된다.[5]그것은 불규칙한 모양과 불그스름한 빛깔로 다른 물질들을 알 수 없는 다공성 물 얼음으로 이루어져 있는 것으로 아말테아처럼 생각된다.이것의 표면적인 특징은 큰 분화구와 높은 산을 포함한다. 그 중 일부는 달 자체의 크기와 비슷하다.[4]

테베는 1979년 보이저 1호와 2호 우주선에 의해 사진에 찍혔고, 이후 1990년대에는 갈릴레오 궤도선에 의해 더 자세히 촬영되었다.[4]

검색 및 관찰

테베는 스티븐 P에 의해 발견되었다. 1979년 3월 5일 촬영된 보이저 1호 우주탐사선의 영상에서 싱노트(Synnott)는 초기에는 S/1979 J 2라는 잠정 명칭이 부여되었다.[7][9] 1983년 그리스 목성과 동등한 제우스의 연인이었던 신화적인 님프 테베의 이름을 따서 공식적으로 명명되었다.[8]

보이저 1호에 의해 발견된 후, 테베는 1979년 보이저 2 우주 탐사선에 의해 촬영되었다.[5]그러나 갈릴레오 우주선이 목성에 도착하기 전에는 그것에 대한 지식이 극히 제한적이었다.갈릴레오는 테베의 거의 모든 표면을 이미지화하여 그 구성을 명확히 하는데 도움을 주었다.[4]

궤도

테베는 내면의 조비안 위성 중 가장 바깥쪽이며, 약 222,000km(3.11 목성 반지름)의 거리에서 목성의 궤도를 돈다.그것의 궤도는 0.018의 이심률과 목성의 적도에 비해 1.08°의 기울기를 가지고 있다.[3]이 값들은 내부 위성으로서는 유별나게 높으며, 가장 안쪽의 갈릴레이 위성인 이오의 과거의 영향으로 설명될 수 있다;[5] 과거에는 이오가 점차 목성에서 물러나면서 테베의 궤도를 이오와의 몇몇 평균 운동 공명들이 통과했을 것이고, 이것들은 테베의 궤도를 흥분시켰을 것이다.[5]

테베의 궤도는 테베 고사머 링의 바깥쪽 가장자리 근처에 있는데, 테베 고사머 링은 위성에서 분출되는 먼지로 구성되어 있다.분출 후, 달의 안쪽으로 고리를 형성하는 Poynting-Robertson 드래그의 작용으로 먼지 표류가 행성의 방향으로 이동한다.[10]

물리적 특성

2000년 1월 갈릴레오 우주선에 의해 이미징된 테베와 제투스 분화구

테베는 불규칙한 모양으로 가장 가까운 타원상 근사치는 116×98×84 km이다.그것의 표면적은 31,000에서 59,000 킬로미터 사이일2 것이다.부피 밀도와 질량은 알 수 없지만, 평균 밀도가 아말테아(약 0.86g/cm3)와 같다고 가정하면 질량은 4.3 × 1017 kg으로 추정할 수 있다.[4]

목성의 모든 내부 위성과 유사하게 테베는 궤도 운동과 동시에 회전하기 때문에 항상 한 얼굴이 행성 쪽을 바라보고 있다.그것의 방향은 긴 축이 항상 목성을 가리키도록 되어 있다.[5]목성과 가장 가깝고 가장 먼 표면 지점에서는 표면이 로슈 한계선의 가장자리 부근에 있다고 생각되는데, 테베의 중력은 원심력보다 약간 더 클 뿐이다.[5]그 결과 이 두 지점의 탈출속도가 매우 작아 운석 충돌 후 먼지가 쉽게 빠져나갈 수 있게 되어 테베 고사머 링으로 배출된다.[5]

Zethus /ˈzi//s/는 목성의 달 테베에서 가장 큰 분화구(지름 약 40km)이며 유일하게 명명된 표면 특징이다.이 분화구의 테두리에는 몇 개의 밝은 점들이 있다.[4]테베의 저편에 위치해 있으며, 목성에서 멀리 떨어져 있다.그것은 갈릴레오 우주선에 의해 발견되었다.그리스 신화 속 님프 테베의 남편인 제투스( (ζῆθ)의 이름을 따서 지은 것이다.[11]

테베의 표면은 어둡고 붉은색으로 보인다.[6]선행 반구와 후행 반구 사이에는 상당한 비대칭성이 있다: 선행 반구는 후행 반구보다 1.3배 밝다.비대칭은 아마도 달 내부에서 밝은 물질(아마도 얼음)을 발굴하는 선행 반구에 대한 충돌의 속도와 빈도가 더 높기 때문일 것이다.[6]테베의 표면은 심하게 크레이스트를 받쳐져 있고, 각각 테베 자체와 대략 비슷한 크기인 매우 큰 충격 크레이터가 적어도 서너 개 있는 것으로 보인다.[5]

참조

주석

  1. ^ a×(1 - e)로 계산되며, 여기서 a는 반조르 축이고 e는 편심이다.
  2. ^ a×(1 + e)로 계산되며, 여기서 a는 반조르 축이고 e는 편심이다.
  3. ^ 1998년 토마스로부터의 추정치는 가정 밀도의 차이를 설명하기 위해 1.5로 나누어졌다.
  4. ^ 2004년 번즈의 추정치는 가정 밀도의 차이를 설명하기 위해 1.5로 나누었다.

인용구

  1. ^ 노아 웹스터 (1884) 영어실용사전
  2. ^ 형용사 "테반"과 때때로 "테빈" (첫 음절에 스트레스를 주는)은 그리스의 테베 시를 가리킨다.
  3. ^ a b c d e 쿠퍼 머레이 외 2006.
  4. ^ a b c d e f g h 토마스 번즈 외 1998년.
  5. ^ a b c d e f g h i 번스 시모넬리 외 연구진 2004.
  6. ^ a b c 시모넬리 로시어 외 2000.
  7. ^ a b 1980년.
  8. ^ a b IAUC 3872.
  9. ^ IAUC 3470.
  10. ^ 번스 쇼월터 외 1999.
  11. ^ "Planetary Names: Crater, craters: Zethus on Thebe". United States Geological Survey. October 3, 2006. Retrieved August 7, 2015.

인용된 출처

외부 링크