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miércoles 24 de mayo de 2017 
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 Las lunas de Júpiter

 

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Satélites de Júpiter respecto de los anillos del
planeta. Créditos JPL NASA.Para ver imagen
de mayor tamaño cliquear la foto.

El sistema de Júpiter

En Júpiter se distinguen tres grupos: el interior se compone de ocho lunas que giran en torno al planeta a distancia que oscilan entre 1,81 y 26,8 radios jovianos. La órbita de la luna más interior se encuentra justo fuera del anillo de polvo que lo rodea. Este satélite llamado Adrastea es el más rápido ya que su velocidad de traslación alcanza los 30 kilómetros por segundo. Mucho más allá, a unos 160 radios de Júpiter encontramos un grupo de cuatro satélites cuyos tamaños son bastante más pequeños que los de los anteriores. Se mueven en órbitas excéntricas con 28º de inclinación con respecto al ecuador del planeta. El tercer y último grupo está compuesto también por cuatro lunas y es encuentra al doble de distancia, a 310 radios jovianos. Son chiquitas pero traviesas, giran alrededor de Júpiter en órbitas retrógradas, es decir, en sentido opuesto a la rotación de Júpiter y con una inclinación de 150º con respecto a su plano ecuatorial.

Llama la atención el hecho que en el sistema de lunas de Júpiter como ocurre también en el resto de los planetas exteriores se presenta una configuración similar al del Sistema Solar.


Imagen superior: Los cuatro satélites galileanos y sus respectivas superficies en detalle. Credit NASA. Para ver la imagen de mayor tamaño cliquear la foto.

METIS Y ADRASTEA:
Son cuerpos pequeños que tienen sus órbitas muy cerca de la frontera de los anillos jovianos, por esta causa forman parte de las llamadas lunas pastoras. Se llaman así a los satélites que ejercen la influencia gravitacional necesaria para que los pequeñísimos cuerpos y material que forman los anillos se mantengan en sus órbitas, tal como lo hace un pastor con sus ovejas.

IO:
Es uno de los cuerpos más notables del Sistema Solar. Posee una brillante superficie revestida de azufre y volcanes activos. La primera señal de vulcanismo fuera de La Tierra fue detectada el 9 de marzo de 1979 cuando la nave Voyager observó un penacho de 280 km. de altitud, proveniente del volcán Pelé. La sonda Voyager II contabilizó hasta ocho volcanes de los cuales Prometheo y Loki eran los más violentos. El material volcánico puede extenderse a más de 100 kilómetros para luego encenderse en una nube en forma de hongo que luego cae a la superficie. Io tiene una baja velocidad de escape que es de 2,6 km/ seg. y por lo tanto no puede retener una atmósfera importante aunque se le conoce una tenue que refleja insuficientemente la luz solar. En esta puede reconocerse incluso una ionosfera.

Imagen1: Io. Imagen 2: Tránsito de Io frente a Júpiter. Imagen 3: Volcán Loki. Imagen4: Posible interior de Io. Para ver de mayor tamaño cliquear la imagen. Credit. NASA.

Existe un punto cerca del volcán Loki donde la temperatura medida por el “Viagero primero” fue de 17º C contrastando con los -146º C del resto de la región. En el cráter Poas los geólogos encontraron lagos con azufre a 116 grados centígrados con lo que se llegó a teorizar que hace veinte años el cráter estaba ocupado por aguas muy ácidas. Burbujas de dióxido de carbono ascendían desde el fondo reaccionando con el sulfuro de hidrógeno resultando una sustancia rica en azufre que sedimenta. Cuando el lago perdió toda su agua por evaporación la temperatura del azufre depositado aumentó hasta fundirse y escurrirse como lava. Pero al contrario de lo que usted pensó este volcán Poas no se encuentra en IO sino en Costa Rica, en La Tierra y es un ejemplo de las teorías que los científicos realizan para explicar fenómenos en el Sistema Solar basados en modelos terrestres.

Al hablar de volcanes la pregunta que surge es por qué Io está activo. La causa principal es la Tensión de marea ejercida por Júpiter y por la luna más cercana a Io, Europa. Una teoría dice que Io tiene una corteza fina de apenas un kilómetro de espesor bajo la que subyace un mar de azufre y dióxido de azufre de más de 4 kilómetros de profundidad. El calor provocado por este continuo “amasar” de Júpiter-Europa haría escapar del interior material a grandes temperaturas en forma de erupciones volcánicas.

EUROPA:
Es el segundo y el más pequeño de los satélites descubiertos por Galileo en 1610 (Io, Europa, Ganímedes y Calixto. Aunque el los llamara astros “mediceos” en honor al duque de Médicis).

Imagen 1: Detalle superficie Europa. Imagen 2: Detalle hielos Europa. Imagen 3: El satélite Europa. Imagen 4: Posible interior de la luna Europa. Credit. NASA. Para ver las imágenes de mayor tamaño cliquear las fotos.

Es tan liso como una bola de billar. No presenta volcanes y casi no tiene cráteres, la superficie es blanca y todo lo que puede verse son sistemas de marcas delgadas y alargadas como así también escasas cordilleras muy bajas y zonas oscuras. En 1983 se propuso una teoría revolucionaria sobre la estructura interna de este cuerpo según la cual la capa exterior de hielo tiene unos pocos km. de profundidad y por debajo de ella se encuentra un océano de agua ordinaria de 50 km. de profundidad. Si la superficie se agrieta por cualquier motivo el agua del interior bulle, se congela y se desparrama por el suelo cubriendo cualquier tipo de relieve ocasional.

Recientemente el Telescopio Espacial Hubble halló restos de oxígeno en una débil atmósfera que rodea a la luna con una presión que es apenas una mil millonésima parte de la medida en la Tierra a nivel del mar. Si las moléculas chocan varias veces antes de escapar al espacio se dice que el gas es capaz de entrar en colisión y se lo considera una atmósfera. Europa a duras penas pasa la prueba. Tendría vapor, el cual provocaría una neblina que la radiación solar rompería desvinculando las moléculas de agua en sus componentes básicos: el hidrógeno se escaparía rápidamente al espacio mientras que el oxígeno quedaría retenido creando la capa gaseosa.

GANÍMEDES:
Es el satélite más grande de Júpiter y el segundo más grande del Sistema Solar. Los estudios de la sonda Voyager se refirieron a si tenía o no atmósfera mediante una estrella de fondo que fue eclipsada por el satélite. Si Ganimedes hubiera estado cubierto de una envoltura gaseosa la estrella se habría “esfumado” y no hubiera desaparecido bruscamente como lo hizo. Se cree que Ganimedes posee una corteza helada de menos de cien kilómetros de espesor cubriendo un núcleo de silicatos.

Imagenes desde la izquierda: 1: Vista total de Ganímedes. 2: Región polar de Ganímedes. 3: Detalle de la superficie del satélite. 4: Posible interior de Ganímedes. Credit NASA. Para ver las imágenes de mayor tamaño cliquear las fotos.

La superficie de Ganimedes es menos accidentada que la de la Luna y en esta existen dos tipos bien diferenciados de terreno: oscurecidos y densamente poblados de cráteres y brillantes con alturas aproximadas a los cuatro kilómetros.

CALISTO:
Es el más externo de los satélites galileanos. También es el que refleja menos luz de la recibida del Sol por lo que es el menos brillante en la observación desde La Tierra. La estructura de Calixto en cuanto a su corteza sería más ancha que la de Ganímedes, tendría un grosor de aproximadamente 200 a 300 km. Esta luna es la más impactada por cráteres de todo el Sistema Solar, contiene dos cuencas con anillos de los cuales la región de Valhalla presenta una zona más brillante con respecto al terreno circundante. De 600 kilómetros rodeada de anillos de hasta 3.000 km. de ancho. Es la más vieja de las cuatro lunas descubiertas por Galileo y probablemente una de las más viejas de todo el Sistema Solar con una temperatura de -120º C. Calisto, podría tener un océano liquido bajo su superficie helada y llena de cráteres, según afirman los científicos que están estudiando los nuevos datos tomados por la Galileo. Los descubrimientos de la Galileo revelan similitudes entre Calisto y otra de las lunas de Júpiter, Europa, que también muestra una fuerte evidencia de un océano bajo su superficie. Aun le quedan a la Galileo 4 pasos de cerca de Calisto antes de Septiembre de 1999, viajes que podrían darnos nuevas pruebas sobre la posibilidad del presunto océano que fluye bajo su superficie.

Imágenes de izquierda a derecha: 1. Imagen general de Calisto. 2: Detalle de su superficie. 3: Detalle. 4: Posible estructura interior de Calisto. Para ver las imágenes de mayor tamaño cliquear las fotos.


 
 
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