Sistema Solar: Las Lunas de Júpiter

Tras el artículo sobre el mayor planeta de nuestro Sistema Solar, continuamos la serie con sus numerosas lunas.

Las cuatro mayores lunas del planeta Júpiter se llaman satélites galileanos, por el astrónomo italiano Galileo Galilei, que las vio en 1610. El astrónomo alemán Simon Marius afirmó haber visto las lunas en la misma época, pero no publicó sus observaciones, por lo que el crédito del descubrimiento se le concedió a Galileo. Estas grandes lunas, llamadas Ío, Europa, Ganimedes y Calisto, son cada una un mundo distinto.

Composición con 4 lunas de Júpiter: Ío, Europa, Ganimedes y Calisto

©NASA

Ío es el cuerpo del Sistema Solar más activo volcánicamente. Su superficie está cubierta por sulfuros en distintas y coloridas formas. En la órbita ligeramente elíptica de Ío, la inmensa gravedad de Júpiter provoca “mareas” en la superficie sólida de 100 metros (unos 300 pies) de Ío, lo que genera suficiente calor como para provocar la actividad volcánica y evaporar cualquier agua que pueda haber. Los volcanes de Ío expulsan magma caliente de silicatos.

La superficie de Europa está compuesta principalmente por hielo de agua, y hay pruebas que indican que podría estar cubriendo un océano de agua o hielo medio derretido. Se cree que Europa tiene el doble de agua que la Tierra. Esta luna intriga a los astrobiólogos por la potencial “zona habitable” que podría tener. Se han encontrado formas de vida bajo volcanes subterráneos en la Tierra y en otros lugares extremos que podrían ser análogos a lo que podría existir en Europa.

Ganimedes es la mayor luna del Sistema Solar (mayor que el planeta Mercurio), y es la única luna de la que se conoce un campo magnético generado en su interior.

La superficie de Calisto es extremadamente antigua y tiene impresionantes cráteres; tiene el récord de impactos en el Sistema Solar. Sin embargo, unos pocos cráteres pequeños en Calisto indican un pequeño grado de actividad en la superficie hoy en día.

Los interiores de Ío, Europa y Ganimedes se estructuran en capas (igual que la Tierra). Ío tiene un núcleo, un manto compuesto al menos parcialmente por roca fundida, y una corteza sólida de roca cubierta por compuestos sulfurosos. Europa y Ganimedes tienen ambas un núcleo; envolviendo al núcleo, roca; una gruesa capa de hielo; y una delgada corteza de hielo de agua con impurezas. En el caso de Europa, probablemente exista una capa de agua subterránea rodeando toda la luna, justo por debajo de la corteza helada. Las capas en Calisto están menos definidas y parecen ser una mezcla de hielo y roca.

Tres de las lunas se influyen unas a otras de una manera interesante. Ío está en un tira y afloja con Ganimedes y Europa, y el periodo orbital de Europa (el tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor de Júpiter) es el doble que el de Ío, y el periodo orbital de Ganimedes es el doble que el de Europa. Por decirlo de otra manera, cada vez que Ganimedes da una vuelta a Júpiter, Europa da dos, e Ío da cuatro. Todas las lunas ofrecen la misma cara hacia Júpiter durante toda su órbita, lo que significa que cada luna rota sobre su eje una vez por cada órbita.

Las Pioneers 10 y 11 (de 1973 y 1974) y las Voyager 1 y 2 (1979) nos mostraron asombrosas y coloridas imágenes y perspectivas globales de sus vuelos por el sistema joviano. De 1995 a 2003, la nave Galileo realizó observaciones mientras realizaba órbitas elípticas repetidas alrededor del planeta, que le llevaban a la cercana distancia de 261 kilómetros (162 millas) sobre las superficies de las lunas galileanas. Estos acercamientos nos proporcionaron imágenes con un detalle sin precedentes de determinadas zonas de la superficie.

Las imágenes más cercanas tomadas por la nave Galileo de zonas de la superficie de Europa mostraron lugares donde el hielo se había roto y apartado, por donde el agua líquida podría estar saliendo de debajo y congelándose lentamente en la superficie. La poca cantidad de cráteres que hay en Europa ha llevado a los científicos a creer que ha habido un océano subterráneo en la historia geológica reciente de la luna y podría existir todavía. Se cree que el calor necesario para fundir el hielo en un lugar tan lejano al Sol proviene de dentro de Europa, y es el resultado del mismo tipo de fuerzas de marea que originan los volcanes de Ío.

Ío

Con su apariencia de pizza gigante recubierta con queso fundido y manchas de tomate y aceitunas, Ío es el cuerpo con mayor actividad volcánica del Sistema Solar. Plumas volcánicas se alzan a más de 300 km (190 millas) sobre la superficie, hechas material que es lanzado a casi la mitad de la velocidad de escape.

Es un poco más grande que la Luna de la Tierra, y es la tercera mayor luna de Júpiter y la quinta en distancia al planeta.

La accidentada superficie de Ío.

Crédito: NASA/JPL/University of Arizona

Aunque Ío siempre muestra la misma cara a Júpiter durante todo su trayecto alrededor del planeta gigante, las grandes lunas Europa y Ganimedes perturban su órbita y la convierten en una irregular órbita elíptica. Por lo tanto, debido a la gran variación de distancias a Júpiter, Ío está sujeta a tremendas fuerzas de marea. Estas fuerzas hacen que la superficie de Ío suba y baje (o vaya y venga) unos 100 metros (330 pies). Comparemos estas mareas en la superficie de Ío con las mareas de los océanos de la Tierra. En la Tierra, en los lugares donde las mareas son mayores, la diferencia entre las mareas baja y alta es sólo de 18 metros (60 pies), y esto es para agua, no para suelo sólido.

Este tirón de las mareas genera una cantidad tremenda de calor dentro de Ío, y mantiene gran parte de la corteza que se encuentra inmediatamente debajo de la superficie en forma líquida, buscando cualquier vía de escape hacia la superficie para disminuir la presión. Por tanto, la superficie de Ío está renovándose constantemente, y los cráteres de impacto se rellenan al mismo tiempo con lagos de lava líquida, formando nuevas llanuras aluviales de roca líquida. La composición de este material todavía no está clara por completo, pero hay hipótesis que sugieren que tiene compuestos de azufre fundidos (que encajarían con los variados colores) o rocas de silicatos (que encajarían con las aparentes temperaturas, que serían demasiado calientes para ser sulfuros). El dióxido de azufre es el principal componente de la delgada atmósfera de Ío. No tiene agua, al contrario que las otras lunas galileanas, más frías. Los datos de la nave Galileo indican que podría haber un núcleo de hierro en el centro de Ío, lo que sería la causa del campo magnético propio de Ío.

La órbita de Ío, que queda más o menos a unos modestos 422.000 kilómetros (262.000 millas) de Júpiter, cruza las potentes líneas de campo magnético, convirtiéndose así en un generador eléctrico. Ío puede generar una diferencia de potencial de 400.000 voltios de una a otra de sus caras y crear una corriente eléctrica de 3 millones de amperios. Esta corriente toma el camino de menor resistencia por el campo magnético de Júpiter hasta la superficie del planeta, creando rayos en la atmósfera superior de Júpiter.

La nave Galileo fotografió esta erupción volcánica en la región Tvashtar Catena de Ío en 1999.

Cuando Júpiter rota, mueve su campo magnético a su alrededor, desplazando unos 1.000 kg (una tonelada) del material de Ío cada segundo. Este material se ioniza en el campo magnético y forma una nube en forma de dónut de intensa radiación que se llama toroide de plasma. Algunos de los iones son arrastrados por las líneas de campo magnético a través de la atmósfera de Júpiter, y crean auroras en la atmósfera superior del planeta. Los iones que escapan de este toroide aumentan el tamaño de la magnetosfera joviana al doble de lo que podríamos esperar.

Algunos datos:

Distancia a Júpiter: 422.000 km
Radio ecuatorial: 1830 x 1818,7 x 1815,3 km
Masa: 89.316.000.000.000.000.000.000 kg

Europa

Europa, la helada luna joviana, es algo menor que la Luna de la Tierra. Como la Tierra, se cree que Europa posee un núcleo de hierro, un manto rocoso y un océano de agua salada en la superficie. Sin embargo, al contrario que en la Tierra, este océano es tan profundo que cubre toda la superficie de Europa, y al estar alejado del Sol, la superficie del océano está congelada por completo.

Europa completa una órbita alrededor de Júpiter cada 3,5 días y tiene rotación síncrona, como la Luna de la Tierra, así que Europa presenta siempre la misma cara a Júpiter. Sin embargo, la órbita de Europa es excéntrica (como un óvalo, en lugar de como una circunferencia); cuando está cerca de Júpiter la marea es mucho mayor que cuando está lejos. En consecuencia, las fuerzas de marea aumentan y disminuyen el nivel del mar bajo el hielo, provocando un movimiento constante y causando las fracturas que podemos ver en las imágenes tomadas de Europa por sondas robóticas que han ido allí.

Este “calentamiento por mareas” hace que Europa sea más caliente de lo que sería, por otro lado, debido a la distancia media a la que se encuentra del Sol, de unos 780.000.000 km (485.000.000 millas), que es más de cinco veces la distancia que hay de la Tierra al Sol. La calidez del océano líquido de Europa podría ser determinante para la supervivencia de organismos simples en ese océano, si es que existen.

Algunos datos:

Distancia a Júpiter: 671.000 km
Radio ecuatorial: 1.565 km
Masa: 47.998.200.000.000.000.000.000 kg

Ganimedes

Ganimedes es la luna más grande de Júpiter y también es la mayor de nuestro sistema solar, con un diámetro de 5.262 km (3.280 millas). Si Ganimedes orbitara al Sol en lugar de a Júpiter, se podría considerar un planeta. Igual que Calisto, Ganimedes probablemente está formado principalmente por un núcleo rocoso, un manto de hielo/agua y una corteza de roca y hielo. Su baja densidad, de 1,94 g/cm3, indica que el núcleo supone alrededor de un 50% del diámetro del satélite. El manto de Ganimedes probablemente se compone de hielo y silicatos, y su corteza sería una gruesa capa de hielo de agua.

Ganimedes no tiene atmósfera conocida, pero recientemente el Telescopio Espacial Hubble ha detectado ozono en su superficie. La cantidad de ozono es pequeña comparada con la de la Tierra. Se produce cuando las partículas cargadas atrapadas en el campo magnético de Júpiter caen a la superficie de Ganimedes; cuando las partículas cargadas penetran en la superficie helada, las moléculas de agua se rompen, y dan lugar a ozono. Este proceso químico hace pensar que Ganimedes probablemente tiene una delgada y tenue atmósfera de oxígeno como la que se ha detectado en Europa.

Ganimedes tiene una historia geológica compleja. Tiene montañas, valles, cráteres y ríos de lava. Ganimedes está salpicado por regiones claras y oscuras. Tiene muchos cráteres, especialmente en las regiones oscuras, lo que indica su origen antiguo. Las regiones claras pertenecen a un tipo distinto de terreno, uno que está surcado por crestas y valles. Estas formaciones dan lugar a complejos patrones; tienen un desnivel de unos cuantos cientos de metros, y se extienden miles de kilómetros.

Aparentemente, las formaciones de surcos se formaron más recientemente que las regiones oscuras y llenas de cráteres, quizás por la tensión de los procesos tectónicos globales. El motivo real sigue siendo desconocido; sin embargo, parece que la corteza local ha estado en proceso de expansión, lo que ha provocado la ruptura y separación de la corteza.

Algunos datos:

Distancia a Júpiter: 1.070.000 km
Radio ecuatorial: 2.634 km
Masa: 148.186.000.000.000.000.000.000 kg

Calisto

Con un diámetro de más de 4.800 km (2.985 millas), Calisto es el tercer mayor satélite del Sistema Solar, y tiene casi el tamaño de Mercurio. Calisto es el satélite galileano más externo, y orbita más allá de los principales cinturones de radiación de Júpiter. Tiene la menor densidad de todos los satélites galileanos (1,86 g/cm3). Su interior probablemente sea similar al de Ganimedes, excepto por el hecho de que su núcleo rocoso es más pequeño, y este núcleo está rodeado por un gran manto helado. La superficie de Calisto es la más oscura de las lunas galileanas, pero es el doble de brillante que nuestra propia luna.

Paisaje

Calisto es el objeto con más cráteres del Sistema Solar. Se cree que es un mundo muerto desde hace mucho tiempo, con una casi completa ausencia de cualquier actividad geológica en su superficie. De hecho, Calisto es el único cuerpo con más de 1.000 km de diámetro en el Sistema Solar que no muestra señales de renovación de la superficie según los cráteres que se pueden ver en ella. Con una superficie de unos 4.000 millones de años, Calisto tiene los paisajes más antiguos del Sistema Solar.

Algunos datos:

Distancia a Júpiter: 1.883.000 km
Radio ecuatorial: 2.403 km
Masa: 107.593.000.000.000.000.000.000 kg

Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe

Por dentro de la órbita de Ío, que es la más interna de las cuatro mayores lunas de Júpiter (llamadas lunas galileanas) hay cuatro lunas menores. Son:

Metis: 40 km (25 millas) de diámetro; orbita a 128.000 kilómetros (79.500 millas) de Júpiter.

Adrastea: 20 kilómetros (12 millas) de diámetro; orbita a 129.000 kilómetros (80.000 millas) de Júpiter.

Amaltea: 189 kilómetros (117 millas) de diámetro; orbita a 181.300 kilómetros (112.700 millas) de Júpiter.

Tebe: 100 kilómetros (60 millas) de diámetro; orbita a 222.000 kilómetros (138.000 millas) de Júpiter.

No sabemos mucho de ninguna de estas lunas. Incluso puede que las medidas de tamaño no sean muy precisas. Tienen todas ellas formas irregulares, por carecer de la masa y/o de la fluidez por su composición para adquirir una forma cercana a la esférica. La nave Galileo ha mostrado algunas formaciones de la superficie, incluyendo cráteres de impacto, colinas y valles.

Dado que Ío orbita a unos 422.000 kilómetros de Júpiter y que, a esta cercana distancia, está sometida a fuerzas de marea extremas por la gravedad de Júpiter, podríamos imaginar que estos satélites, todavía más cercanos, se tendrían que romper en pedazos. Sin embargo, como son tan pequeños (el mayor es Amaltea, que tiene sólo 1/19 del diámetro de Ío), son relativamente resistentes a los efectos de las fuerzas de marea. Sin embargo, las dos lunas más cercanas, Metis y Adrastea, orbitan dentro de lo que se conoce como radio de órbita síncrona de Júpiter. Esto es, orbitan alrededor de Júpiter más rápido de lo que Júpiter rota sobre su eje. A esta distancia, las órbitas de los satélites acabarán decayendo, y caerán hacia el planeta.

Metis y Adrastea también orbitan por dentro del anillo principal de Júpiter y no cabe ninguna duda de que son la fuente del material que conforma el anillo. Amaltea y Tebe proporcionan material al anillo Gossamer.

Amaltea es el objeto más rojo del Sistema Solar y parece desprender más calor del que recibe del Sol. Esto podría suceder porque, como orbita dentro del potente campo magnético de Júpiter, se dan corrientes eléctricas en el núcleo de la luna. O también podría ser que el calor se produjera por fuerzas de marea.

Amaltea y Tebe rotan sobre su eje una vez por cada órbita que completan alrededor de Júpiter (lo que dura medio día terrestre para Amaltea y dos tercios para Tebe), así que siempre muestran la misma cara al planeta. No conocemos los periodos de rotación de Metis y Adrastea, pero sus periodos orbitales son de 5 y 7 horas respectivamente.

Otras lunas

Himalia (satélite nº 11), Elara (satélite nº13), Pasífae (satélite nº 24), Sinope (satélite nº 27), Lisitea (satélite nº 12), Carmé (satélite nº 23), Ananké (satélite nº 18), Leda (satélite nº 10)

Se conoce muy poco de estos satélites. Son algunos de los miles de pequeños cuerpos que componen el “pequeño sistema solar” de Júpiter.

Más lunas

Calírroe, Temisto, Megaclite, Táigete, Caldona, Harpálice, Cálice, Yocasta, Erínome, Isonoé, Praxídice, Autónoe, Tione, Hermipé, Aitné, Eurídome, Euante, Euporia, Ortosia, Sponde, Cale, Pasítea, Hegémone, Mnemea, Aedea, Telxínoe, Arché, Kallichore, Heliké, Carpo, Eukélade, Cilene, Kore, S/2003 J2, S/2003 J3 S/2003 J4, S/2003 J5, S/2003 J9, S/2003 J10, S/2003 J12, S/2003 J15, S/2003 J16, S/2003 J17, S/2003 J18, S/2003 J19, S/2003 J23.

Traducido para Astroseti por Claudia Rodríguez Ruiz

Enlace: http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Moon

Vía: Astroseti

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