Saltar para o conteúdo

Satélites de Júpiter

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Júpiter e seus quatro maiores satélites.

Júpiter possui 63 satélites confirmados, o maior número "seguro" de satélites entre os oito planetas do Sistema Solar.[1] 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. Vários destes satélites foram descobertos no início do século XXI, sendo que, em 15 de Maio de 2003, Scott Sheppard publicou no jornal Nature a descoberta de 23 novos satélites naturais de Júpiter, tendo aumentando o total de satélites então conhecidos para 61. Porém, apesar do grande número de satélites, os quatro satélites de Galileu são facilmente os maiores satélites em órbita do planeta, com os outros 59 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 55 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. Outros 13 satélites recentemente descobertos que nao foram nomeados, mais um 14o, cuja órbita não foi ainda estabelecida.

Características

As características físicas dos satélites de Júpiter variam significantemente. Os quatro satélites de Galileu todos possem 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.[2] 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 incliniados 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.[3][4] Os satélites podem ser os remanescentes de um número de satélites similares que formaram-se no início da história do planeta.[3][5]

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.[3] Visto assim, é provável que várias gerações de satélites contendo massas similares aos dos atuais satélites de Galileu tenham existido anteriomente. 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.[3] 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.[5] Mesmo assim, os satélites de Galileu foram afetados pelo disco, com a distância dos satélites e Júpiter diminuido. 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.[3]

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 densa e massiva 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 posteriomente, em colisões com outros corpos pequenos, produzindo as famílias de satélites atuais.[6]

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.[7] Porém, a primeira observação dos satélites, sem incertezas, foi feita por Galileu Galilei em 1609.[8] Em março de 1610, Galileu já tinha observado Io, Europa, Ganímedes e Calisto, com seu telescópio de magnificação 30x.[9] 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. [10] Com a ajuda de fotografia telescópica, novas descobertas foram rapidamente realizadas ao longo do século XX. Himalia foi descoberto em 1914,[11] Elara em 1905,[12] Pasife em 1908,[13] e Sinope em 1914,[14] com Lisiteia e Carme sendo descobertas em 1938, [15] Ananke em 1951,[16] e Leda em 1974.[17] Quando as sondas espaciais Voyager alcançaram Júpiter em 1979, 13 satélites haviam sido descobertos, enquanto que Temisto havia sido observado em 1975,[18] 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.[19]

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.[20] Todos estes satélites são pequenos, possuíndo 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. Estas descobertas aumentaram o número de satélites descobertos para 63,[21] o maior número entre todos os planetas dod 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, após 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 número 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.[20]

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] All of Jupiter's satellites from XXXIV (Euporie) are named after daughters of Jupiter or Zeus.[26]

Alguns asteroides possuem os mesmos nomes que satélites de Júpiter: 9 Métis, 38 Leda, 52 Europa, 85 Io, 113 Amalteia, e 239 Adrasteia. Outros dois asteroides possuiam o mesmo nome que satélites de Júpiter, até que a União Astronômica Internacional mudou levemente o nome dos primeiros a 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 aneis jupiteriano. 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:[21][32][33] (satélite)|

Temisto é o satélite irregular mais próximo do planeta, e não faz parte de qualquer família conhecida.[32][21]
  • 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.[32]
  • Carpo é o satélite prógrado mais distante do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.[21]
Satélites retrógrados: inclinações em ° contra excentricidade, com os grupos de Carme e Anake identificados.
  • 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.[34]
  • 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).[34] As cires variam significantemente, do vermelho para cinza, podendo ter sido o resultado de várias colisões múltiplas. Sinope, por vezes incluída no grupo Pasiphae,[34] é vermelho, e, dado sua diferença de inclinação, pode ter sido capturado independentemente;[32] Pasiphae e Sinope também possuem uma ressonância secular com Júpiter.[35]
  • S/2003 J 2 é o satélite mais longíquo do planeta, não fazendo parte de qualquer família conhecida.

As luas de Júpiter

Nome
 Diâmetro (km) Massa (kg) Raio orbital (km) Período orbital (d) Inclinação (°)(em relação ao equador de Júpiter) Excentricidade Grupo
Métis 43 1.2E+17 127 690(1) 0.294780(2) 0.000° 0.0012 Amaltéia
Adrasteia 26×20×16 7.5E+15 128 690(1) 0.29826(2) 0.000° 0.0018 Amaltéia
Amaltéia 262×146×134 2.1E+18 181 170(1) 0.49817905(2) 0.360° 0.0031 Amaltéia
Tebe 110×90 1.5E+18 221 700(1) 0.6745(2) 0.901° 0.0177 Amaltéia
Io 3660.0×3637.4×3630.6 8.9E+22 421 700(1) 1.769137786(2) 0.050° 0.0041 Galileu
Europa 3121.6 4.8E+22 671 034(1) 3.551181041(2) 0.471° 0.0094 Galileu
Ganímedes 5262.4 1.5E+23 1 070 412(1) 7.15455296(2) 0.204° 0.0011 Galileu
Calisto ou Calixto 4820.6 1.1E+23 1 882 709(1) 16.6890184(2) 0.205° 0.0074 Galileu
Temisto 8 6.9E+14 7 391 645 129.827611 15.346° 0.2006 Temisto
Leda 20 1.1E+16 11 097 245 238.824159 27.210° 0.1854 Himalia
Himalia 170 6.7E+18 11 432 435 249.726305 29.590° 0.1443 Himalia
Lisiteia 36 6.3E+16 11 653 225 256.995413 25.771° 0.1132 Himalia
Elara 86 8.7E+17 11 683 115 257.984888 30.663° 0.1723 Himalia
S/2000 J 11 4 9.0E+13 12 570 575 287.931046 26.169° 0.2058 Himalia
Carpo 3 4.5E+13 17 144 875 458.624818 55.098° 0.2736 ?
S/2003 J 12 1 1.5E+12 17 739 540 482.691255 134.861° 0.4449 ?
Euporia 2 1.5E+13 19 088 435 538.779839 131.854° 0.0960 Ananke?
S/2003 J 3 2 1.5E+13 19 621 780 561.517739 111.592° 0.2507 Ananke?
S/2003 J 18 2 1.5E+13 19 812 575 569.728015 98.461° 0.1570 Ananke?
Telxinoe ou Telxinoi 2 1.5E+13 20 453 755 597.606695 102.844° 0.2685 Ananke?
Euante 3 4.5E+13 20 464 855 598.093368 123.649° 0.2000 Ananke
Helique 4 9.0E+13 20 540 265 601.401918 120.908° 0.1375 Ananke?
Ortósia 2 1.5E+13 20 567 970 602.619143 101.861° 0.2433 Ananke?
Iocasta 5 1.9E+14 20 722 565 609.426611 127.043° 0.2874 Ananke
S/2003 J 16 2 1.5E+13 20 743 780 610.362159 149.279° 0.3185 Ananke?
Ananque ou Ananke 28 3.0E+16 20 815 225 613.518491 149.526° 0.3963 Ananke?
Praxidique 7 4.3E+14 20 823 950 613.904099 132.099° 0.1840 Ananke?
Harpalique 4 1.2E+14 21 063 815 624.541797 143.944° 0.2441 Ananke?
Hermipe 4 9.0E+13 21 182 085 629.809040 149.058° 0.2290 Ananke?
Tione 4 9.0E+13 21 405 570 639.802554 116.088° 0.2526 Ananke
Mneme 2 1.5E+13 21 427 110 640.768660 147.647° 0.2214 Ananke
S/2003 J 17 2 1.5E+13 22 134 305 672.751882 139.842° 0.2379 Carme
Aitne 3 4.5E+13 22 285 160 679.641347 143.251° 0.3927 Carme
Cale 2 1.5E+13 22 409 210 685.323873 133.342° 0.2011 Carme
Taigete 5 1.6E+14 22 438 650 686.674715 140.521° 0.3678 Carme
S/2003 J 19 2 1.5E+13 22 709 060 699.124764 140.956° 0.1961 Carme
Caldene 4 7.5E+13 22 713 445 699.326904 119.572° 0.2916 Carme
S/2003 J 15 2 1.5E+13 22 721 000 699.676116 109.168° 0.0932 Ananke?
S/2003 J 10 2 1.5E+13 22 730 815 700.129403 115.021° 0.3438 Carme?
S/2003 J 23 2 1.5E+13 22 739 655 700.537990 137.576° 0.3931 Pasife
Erinome 3 4.5E+13 22 986 265 711.964625 143.354° 0.2552 Carme
Aoede 4 9.0E+13 23 044 175 714.656754 112.763° 0.6012 Pasife
Calicore 2 1.5E+13 23 111 825 717.806112 141.240° 0.2042 Carme?
Calique 5 1.9E+14 23 180 775 721.020662 137.125° 0.2140 Carme
Euridome 3 4.5E+13 23 230 860 723.358859 143.033° 0.3770 Pasife?
Coré 2 1.5E+13 23 238 595 723.720459 138.885° 0.2462 Pasife
Pasite 2 1.5E+13 23 307 320 726.932963 144.112° 0.3289 Carme
Cilene 2 1.5E+13 23 396 270 731.098603 115.507° 0.4116 Pasife
Euquelade 4 9.0E+13 23 483 695 735.199980 118.384° 0.2829 Carme
S/2003 J 4 2 1.5E+13 23 570 790 739.293961 98.660° 0.3003 Pasife
Hegemone 3 4.5E+13 23 702 510 745.500007 150.314° 0.4077 Pasife
Arque 3 4.5E+13 23 717 050 746.185469 146.289° 0.1492 Carme
Carme 46 1.3E+17 23 734 465 747.008062 120.659° 0.3122 Carme
Isonoe 4 7.5E+13 23 832 630 751.646937 118.554° 0.1665 Carme
S/2003 J 9 1 1.5E+12 23 857 810 752.838751 135.452° 0.2762 Carme
S/2003 J 5 4 9.0E+13 23 973 925 758.341296 117.922° 0.3071 Carme
Pasife ou Pasifeia 60 3.0E+17 24 094 770 764.082032 143.037° 0.2953 Pasife
Sinope 38 7.5E+16 24 214 390 769.779665 146.657° 0.2468 Pasife
Esponde 2 1.5E+13 24 252 625 771.603566 112.409° 0.4432 Pasife
Autonoe 4 9.0E+13 24 264 445 772.167762 129.073° 0.3690 Pasife
Caliroe 9 8.7E+14 24 356 030 776.543335 131.895° 0.2644 Pasife
Megaclite 5 2.1E+14 24 687 240 792.436947 143.760° 0.3078 Pasife
S/2003 J 2 2 1.5E+13 30 290 845 1077.018006 151.523° 0.1882 ?
Referências
  1. ↑ «Solar System Bodies». JPL/NASA. Consultado em 9 de setembro de 2008 
  2. ↑ «Ganymede». nineplanets.org. 31 de outubro de 1997. Consultado em 27 de fevereiro de 2008 
  3. ↑ a b c d e Canup, Robert M.; Ward, William R. (2009). «Origin of Europa and the Galilean Satellites». Europa. [S.l.]: University of Arizona Press (in press) 
  4. ↑ Alibert, Y.; Mousis, O. and Benz, W. (2005). «Modeling the Jovian subnebula I. Thermodynamic conditions and migration of proto-satellites». Astronomy & Astrophysics. 439: 1205–13. doi:10.1051/0004-6361:20052841 
  5. ↑ a b Chown, Marcus (7 de março de 2009). «Cannibalistic Jupiter ate its early moons». New Scientist. Consultado em 18 de março de 2009 
  6. ↑ Jewitt, David; Haghighipour, Nader (2007). «Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System» (pdf). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45: 261–95. doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092459 
  7. ↑ Xi, Zezong Z. (1981). «The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan De 2000 years Before Galileo». Acta Astrophysica Sinica. 1 (2). 87 páginas 
  8. ↑ Galilei, Galileo (1989). Translated and prefaced by Albert Van Helden, ed. Sidereus Nuncius. Chicago & London: University of Chicago Press. pp. 14–16. ISBN 0226279030 
  9. ↑ Van Helden, Albert (1974). «The Telescope in the Seventeenth Century». The University of Chicago Press on behalf of The History of Science Society. Isis. 65 (1): 38–58. doi:10.1086/351216 
  10. ↑ Barnard, E. E. (1892). «Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter». Astronomical Journal. 12: 81–85. doi:10.1086/101715 
  11. ↑ «Discovery of a Sixth Satellite of Jupiter». Astronomical Journal. 24 (18): 154B;. 9 de janeiro de 1905. doi:10.1086/103654 
  12. ↑ Perrine, C. D. (1905). «The Seventh Satellite of Jupiter». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 17 (101): 62–63 
  13. ↑ Melotte, P. J. (1908). «Note on the Newly Discovered Eighth Satellite of Jupiter, Photographed at the Royal Observatory, Greenwich». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 68 (6): 456–457 
  14. ↑ Nicholson, S. B. (1914). «Discovery of the Ninth Satellite of Jupiter». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 26: 197–198. doi:10.1086/122336 
  15. ↑ Nicholson, S.B. (1938). «Two New Satellites of Jupiter». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 50: 292–293. doi:10.1086/124963 
  16. ↑ Nicholson, S. B. (1951). «An unidentified object near Jupiter, probably a new satellite». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 63 (375): 297–299. doi:10.1086/126402 
  17. ↑ Kowal, C. T.; Aksnes, K.; Marsden, B. G.; and Roemer, E. (1974). «Thirteenth satellite of Jupiter». Astronomical Journal. 80: 460–464. doi:10.1086/111766 
  18. ↑ Marsden, Brian G. (3 October 1975). «Probable New Satellite of Jupiter» (discovery telegram sent to the IAU). Cambridge, US: Smithsonian Astrophysical Observatory. International Astronomical Union Circulars. 2845. Consultado em 3 de setembro de 2008  Verifique data em: |data= (ajuda)
  19. ↑ Synnott, S.P. (1980). «1979J2: The Discovery of a Previously Unknown Jovian Satellite». Science. 210 (4471): 786–788. PMID 17739548. doi:10.1126/science.210.4471.786 
  20. ↑ a b «Gazetteer of Planetary Nomenclature». Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). U.S. Geological Survey. 7 de novembro de 2008. Consultado em 2 de agosto de 2008 
  21. ↑ a b c d Sheppard, Scott S. «Jupiter's Known Satellites». Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. Consultado em 28 de agosto de 2008 
  22. ↑ a b Marazzini, C. (2005). «The names of the satellites of Jupiter: from Galileo to Simon Marius». Lettere Italiane (em Italian). 57 (3): 391–407. ISSN 0024-1334 
  23. ↑ Predefinição:Citejournal
  24. ↑ Payne-Gaposchkin, Cecilia; Haramundanis, Katherine (1970). Introduction to Astronomy. Englewood Cliffs, N.J.: Prentice-Hall. ISBN 0-134-78107-4 
  25. ↑ a b Marsden, Brian G. (3 October 1975). «Satellites of Jupiter». International Astronomical Union Circulars. 2846. Consultado em 28 de agosto de 2008  Verifique data em: |data= (ajuda)
  26. ↑ a b Satellites of Jupiter, Saturn and Uranus. Working Group on Planetary System Nomenclature (Relatório). International Astronomical Union. Consultado em 28 de agosto de 2008 
  27. ↑ Anderson, J.D.; Johnson, T.V.; Shubert, G.; et al. (2005). «Amalthea's Density Is Less Than That of Water». Science. 308: 1291–1293. PMID 15919987. doi:10.1126/science.1110422 
  28. ↑ Burns, J.A.; Simonelli, D. P.; Showalter, M.R.; et al. (2004). «Jupiter's Ring-Moon System». In: Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. [S.l.]: Cambridge University Press 
  29. ↑ Burns, J. A.; Showalter, M. R.; Hamilton, D. P.; et al. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings». Science. 284: 1146–1150. doi:10.1126/science.284.5417.1146 
  30. ↑ «Massa de Júpiter». Consultado em 25 de dezembro de 2009 
  31. ↑ Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion» (pdf). The Astronomical Journal. 124: 3404–3423. doi:10.1086/344684 
  32. ↑ a b c d Grav, Tommy; Holman, Matthew J.; Gladman, Brett J.; Aksnes, Kaare (2003). «Photometric survey of the irregular satellites». Icarus. 166 (1): 33–45. doi:arXiv:astro-ph/0301016v1 Verifique |doi= (ajuda)  Erro de citação: Código <ref> inválido; o nome "Grav2003" é definido mais de uma vez com conteúdos diferentes
  33. ↑ Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C.; Porco, Carolyn (2004). «Jupiter's outer satellites and Trojans». In: Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, William B. McKinnon. Jupiter. The planet, satellites and magnetosphere (pdf). 1. Cambridge, UK: Cambridge University Press. pp. 263–280. ISBN 0-521-81808-7  Parâmetro desconhecido |editorlocation= ignorado (ajuda)
  34. ↑ a b c Sheppard, Scott S.; Jewitt, David C. (May 5, 2003). «An abundant population of small irregular satellites around Jupiter». Nature. 423: 261–263. doi:10.1038/nature01584  Verifique data em: |data= (ajuda)
  35. ↑ Nesvorný, David; Beaugé, Cristian; Dones, Luke (2004). «Collisional Origin of Families of Irregular Satellites» (PDF). The Astronomical Journal. 127: 1768–1783. doi:10.1086/382099 

Predefinição:Link FA
Erro de citação: Existem etiquetas <ref> para um grupo chamado "nota", mas não foi encontrada nenhuma etiqueta <references group="nota"/> correspondente

Obtida de "https://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Satélites_de_Júpiter&oldid=18152143"