Tebe es uno de los pequeños satélites interiores de Júpiter, el cuarto en orden creciente de distancias y el segundo en tamaño del grupo de Amaltea con casi 100 km de diámetro medio. Fue descubierto en 1979 por Stephen Synnott. Su nombre deriva de varios personajes homónimos de la mitología griega.

Orbita en el anillo difuso de Tebe cerca de su borde exterior. Tiene forma irregular y color rojizo. Los principales modelos geológicos indican que está formado por hielo de agua poroso con cantidades desconocidas de otras sustancias, al igual que Amaltea. Entre sus características superficiales se incluyen grandes cráteres (comparables al diámetro del satélite) y altas montañas.

Fue fotografiado por las sondas Voyager y, en mayor detalle, por el orbitador Galileo.

Historia Descubrimiento y denominación Tebe fue descubierto por Stephen Synnott en imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 1 el 5 de marzo de 1979;Synnott, S. P. (1980). 1979J2: The Discovery of a Previously Unknown Jovian Satellite. Science 210 (4471): pp. 786-788. después se vio que ya había sido captado el 27 de febrero.Hamilton, C. J. Thebe. Jupiter XIV - 1979J2. solarviews.com. Inicialmente se le dio la designación provisional .Marsden, B. (1980). IAUC 3470: Sats. of Jupiter; Sats. of Saturn. International Astronomical Union Circular 3470. En 1983 fue nombrado oficialmente «Tebe» Marsden, B. (1980). IAUC 3872: GX 1+4; Sats. of Jupiter and Saturn. International Astronomical Union Circular 3872. por el nombre de una hija del rey de Egipto, amante de Zeus,UAI. Planet and Satellite Names and Discoverers. planetarynames.wr.usgs.gov. el equivalente griego de Júpiter.Day, M. (2007). Mitología clásica. Círculo de Lectores. p. 24. Su nombre se puede asociar también a otros personajes mitológicos relacionados con este dios como Tebe, una ninfa hija de Asopo y amante de Zeus.NASA. Thebe: In Depth . solarsystem.nasa.gov. En ocasiones recibe la denominación Júpiter XIV.

Observación Después del descubrimiento, fue fotografiado por la sonda espacial Voyager 2 en 1979.Burns, J. A. y otros (2004). «Jupiter’s Ring-Moon System». En Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter. The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. pp. 241-262. Sin embargo, antes de la llegada de la Galileo en 1989, la información que se tenía de Tebe era extremadamente limitada. La Galileo fotografió casi toda la superficie y ayudó a aclarar su composición.Thomas, P. C. y otros (1998). The Small Inner Satellites of Jupiter. Icarus 135 (1): pp. 360-371.

Órbita thumb|250px|izquierda|Diagrama de las órbitas de los satélites interiores de Júpiter y su relación con los anillos jovianos. Se ve como la órbita de Tebe corre junto al borde del anillo difuso exterior. Tebe es el más externo de los pequeños satélites interiores de Júpiter. Orbita a una distancia de unos (3,11 radios jovianos), con una excentricidad de 0,018 y una inclinación de 1,08° respecto al plano ecuatorial de Júpiter.Cooper, N. J.; Murray, C. D.; Porco, C. C.; Spitale, J. N. (2006). Cassini ISS astrometric observations of the inner jovian satellites, Amalthea and Thebe. Icarus 181 (1): pp. 223-234. Estos valores inusualmente altos para un satélite interior se explican por la influencia gravitatoria que tuvo en el pasado Ío, el más interior de los satélites galileanos, sobre Tebe. Mientras Ío se alejaba poco a poco de Júpiter, Tebe iba pasando por distintas órbitas de resonancia que lo elevaban sobre el plano ecuatorial joviano. En la actualidad sufre un distanciamiento vertical máximo de unos 4240 km. Emplea 0,675 días  en completar una órbita alrededor de Júpiter.JPL (2013). Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Satellites of Jupiter. ssd.jpl.nasa.gov. Recorre durante su órbita a una velocidad media de .

La órbita se encuentra además en el borde interior del anillo difuso exterior o de Tebe, compuesto por polvo expulsado del satélite. Tras la expulsión, el polvo cae en lentas espirales en la dirección del planeta por la acción del efecto Poynting-Robertson y forma el anillo en que está inmerso el satélite.Burns, J. A. y otros (1999). The Formation of Jupiter's Faint Rings. Science 284 (5417): pp. 1146-1150.

Características físicas Tebe es irregular, con la forma aproximada de un elipsoide de tres ejes, de respectivamente,Tanato, N.; Bus, S. J.; Terada, H.; Pyo, T. S.; Kobayashi, N. (2004). Detection of a Deep 3-µm Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV). Science 24 (5705): pp. 2224-2227. y una extensión superficial de aproximadamente (entre y ). No se conoce su densidad, pero, suponiendo que sea similar a la de Amaltea (), se puede calcular su masa en . La NASA supone una densidad de , lo que conduce a una masa de . Al no conocerse su masa, no se pueden calcular la velocidad de escape y la gravedad superficial con exactitud. Teniendo en cuenta los valores de la NASA, serían y respectivamente.

Al igual que todos los satélites interiores, los movimientos de rotación y traslación de Tebe son sincrónicos. Mantiene, por tanto, siempre la misma cara orientada a Júpiter, siendo el semieje mayor el que apunta al planeta. La inclinación del eje axial es nula. En los puntos de la superficie más cercanos y más lejanos de Júpiter, se cree que la superficie está cerca del borde del lóbulo de Roche, donde la gravedad es solo ligeramente mayor que la fuerza centrífuga. Como consecuencia de esto, la velocidad de escape en estos dos puntos es muy pequeña, lo que permite al polvo escapar fácilmente tras los impactos meteoríticos e ingresar en el anillo difuso de Tebe.

El cráter Zethus, con un diámetro de unos 40 km, es el más grande de Tebe y la única de sus características superficiales que ha recibido nombre.UAI (2006). Planetary Names: Crater, craters: Zethus on Thebe. planetarynames.wr.usgs.gov. Los bordes del cráter tienen varias machas brillantes. Está situado en la cara oculta y fue descubierto en las imágenes tomadas por la sonda Galileo. Está nombrado por el esposo de Tebe en la mitología griega.

La superficie de Tebe es oscura y parece ser de tonos rojizos. Su albedo es 0,047. Existe una sustancial asimetría entre los hemisferios anterior y posterior al ser el anterior 1,3 veces más brillante que el posterior. Esta asimietría es quizá causada por la alta velocidad y frecuencia de impactos en lado delantero que exponen al exterior material brillante (probablemente hielo) del interior del satélite.Simonelli, D. P.; Rossier, L.; Thomas, P. C.; Veverka, J.; Burns, J. A.; Belton, M. J. S. (2000). Leading/Trailing Albedo Asymmetries of Thebe, Amalthea, and Metis. Icarus 147 (2): pp. 353-365. La superficie está intensamente craterizada. Hay al menos tres o cuatro cráteres de impacto tan grandes que son cada uno equiparables al propio tamaño del satélite.

thumb|center|800px|Los pequéños satélites interiores de Júpiter a escala en orden creciente de distancias al planeta. De izquierda a derecha: Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe. Composición a partir de fotografías tomadas por la sonda Galileo.

Véase también Cronología del descubrimiento de los planetas del sistema solar y sus satélites naturales Grupo de Amaltea

Notas

Referencias

Categoría:Satélites de Júpiter del grupo de Amaltea Categoría:Objetos astronómicos descubiertos en 1979