El sistema solar de cerca (VIII parte): Las principales lunas de Júpiter (II)

IO

Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Recibe su nombre de Ío, una de las muchas doncellas con las que Zeus se enamoró en la mitología griega. Fue descubierto por Galileo Galilei en 1610 y recibió inicialmente el nombre de Júpiter I como primer satélite de Júpiter según su cercanía al planeta.

Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente del Sistema Solar. Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los 500 km. Su superficie también posee más de 100 montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza de silicato del satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest.

A diferencia de la mayoría de los satélites externos del Sistema Solar, que se encuentran cubiertos de gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato rodeando un núcleo de hierro derretido.

Ío cumplió un papel importante en el desarrollo de la astronomía durante los siglos XVII y XVIII, ayudando a la adopción del modelo de Copérnico del sistema solar y de las Leyes de Kepler del movimiento planetario. La primera medición de la velocidad de la luz fue realizada por Ole Rømer midiendo el periodo de rotación de Ío.io2

Características físicas

A diferencia de la mayoría de los satélites del Sistema Solar, Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos. Datos recientes provenientes de la misión Galileo indican que puede tener un núcleo de hierro con un radio de unos 900 km.

Cuando la sonda Voyager 1 envió las primeras imágenes cercanas de Ío en 1979, los científicos esperaban encontrar numerosos cráteres cuya densidad proporcionaría datos sobre la edad del satélite. Contrariamente a las expectativas, Ío no tenía prácticamente cráteres. El satélite tiene una actividad volcánica tan intensa que ha borrado por completo las señales de cráteres de impactos pasados en su superficie. Además de los volcanes, la superficie cuenta con la presencia de montañas no volcánicas, lagos de azufre fundido, calderas volcánicas de varios kilómetros de profundidad y flujos extensos de varios cientos de kilómetros de largo, compuestos por material fluido muy poco viscoso (posiblemente algún tipo de compuesto de azufre fundido y silicatos). El azufre y sus compuestos adquieren una gran variedad de colores, responsables de la apariencia superficial del satélite. Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 2.000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K).

Ío podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua. Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta. Sin embargo, estos volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a los demás satélites, que muestran una importante presencia de hielo.

En cuanto al interior del satélite puede intuirse su composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm^3. La densidad de hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Ío ha de estar hecho de material rocoso y azufre.

En las profundidades de Ío se encuentra probablemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite.

io3Vulcanismo

Ío es el cuerpo del Sistema Solar con mayor actividad volcánica. Sus volcanes, a diferencia de los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad volcánica proviene de la disipación del calor generado por los efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que los tres satélites se encuentran en un caso particular de resonancia orbital llamada resonancia de Laplace. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional con la Luna.

Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente expulsado de la superficie, distribuyéndose en un anillo de material que cubre su órbita. Posteriormente, parte de este material puede ser ionizado resultando atrapado por el intenso campo magnético de Júpiter. Las partículas ionizadas del anillo orbital de Ío son arrastradas por las líneas de campo magnético hasta la atmósfera superior de Júpiter donde se puede apreciar su impacto con la atmósfera en longitudes de onda ultravioleta, tomando parte en la formación de las auroras jovianas. La posición de Ío con respecto a la Tierra y Júpiter tiene también una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas, que son mucho más intensas cuando Ío es visible.

EUROPA

Europa es un satélite del planeta Júpiter, el menor de los cuatro satélites galileanos. Fue llamado así por Europa, una de las numerosas conquistas amorosas de Zeus en la mitología griega (equivalente a Júpiter en la mitología romana). Simon Marius sugirió el nombre de “Europa” tras su descubrimiento, pero este nombre, así como el nombre de las otras lunas galileanas, no fueron de uso común hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica temprana aparece mencionado por su designación numeral romana, “Júpiter II” o como el “segundo satélite de Júpiter”.

europa1

Características físicas

La composición grosso modo de Europa es parecida a la de los planetas interiores, estando compuesta principalmente por rocas silíceas. Tiene una capa externa de agua de unos 100 km de espesor (parte como hielo en la corteza, parte en forma de océano líquido bajo el hielo). Datos recientes sobre el campo magnético observado por la sonda Galileo indican que Europa crea un campo magnético a causa de la interacción con el campo magnético de Júpiter, lo que sugiere la presencia de una capa de fluido, probablemente un océano líquido de agua salada. Puede que también tenga un pequeño núcleo metálico de hierro.

La superficie de Europa es muy lisa. Se han observado pocos accidentes geográficos de más de unos cientos de metros de altura. Las importantes marcas entrecruzadas de la superficie de Europa parecen estar causadas por las diferencias de albedo, con escaso relieve vertical. Hay pocos cráteres en Europa, solo tres cráteres mayores de 5 km de diámetro: Pwyll, de 39 km de diámetro, es el más conocido. El albedo de Europa es uno de los mayores de todas las lunas. Esto podría indicar una superficie joven y activa; basándose en estimaciones sobre la frecuencia del bombardeo de cometas que probablemente soporta Europa, su superficie no puede tener más de 30 millones de años. El poco relieve y las marcas visibles en la superficie de Europa se asemejan a las de un océano helado de la Tierra, y se piensa que bajo la superficie helada de Europa hay un océano líquido que se mantiene caliente por el calor generado por las mareas gravitacionales de Júpiter. La temperatura de la superficie de Europa es de 110 K (-160 ºC) en el ecuador y de solo 50 K (-210 ºC) en los polos. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano; basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea, se estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km, lo que puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km.

La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra; un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas están desplazadas de su posición original. Las mayores franjas tienen unos 20 km de un lado a otro con difusas orillas externas, estriaciones regulares, y una franja central de material más claro, que se cree que se ha originado por una serie de erupciones volcánicas de agua o géiseres al abrirse la corteza y quedar expuestas las capas más cálidas del interior. El efecto es similar al observado en la Tierra en la cordillera dorsal oceánica o zona rift. Se cree que estas fracturas se han producido en parte por las fuerzas de marea ejercidas por Júpiter. Se piensa que la superficie de Europa se desplaza hasta 30 metros entre la marea alta y baja. Puesto que Europa está anclada por la marea (en marea muerta, como la Luna respecto a la Tierra) con Júpiter y siempre mantiene la misma orientación hacia el planeta, las fuerzas deben seguir un patrón distintivo y predecible. Solo las fracturas más recientes de Europa parecen ajustarse a este patrón predecible; otras fracturas parecen haber ocurrido en orientaciones cada vez más diferentes cuanto más antiguas son. Esto podría explicarse si la superficie de Europa hubiese rotado ligeramente más rápido que su interior, un efecto que es posible, ya que el océano desacopla la superficie de la luna de su manto rocoso y al efecto remolque de la gravedad de Júpiter sobre la corteza exterior de la luna. Comparaciones de las fotos del Voyager y de la sonda Galileo sugieren que la corteza de Europa rota como mucho una vez cada 10 milenios con relación a su interior.

Otra característica presente en la superficie de Europa son las “pecas” o superficies lenticulares, circulares o elípticas. Muchas son bóvedas, otras hoyos y otras manchas oscuras lisas; otras tienen una textura desigual. Las superficies de las cúpulas parecen trozos de las llanuras más antiguas que los rodean que hubiesen sido empujados hacia arriba. Se piensa que se formaron a partir de bloques de hielo más calientes que ascendieron respecto al hielo más frío de la corteza, de forma similar a lo que ocurre con las cámaras de magma en la corteza terrestre. Las manchas oscuras lisas pueden haberse formado por agua líquida que ha escapado del interior cuando se fractura la superficie de hielo. Y las pecas irregulares (llamadas regiones de “caos”, por ejemplo Conamara) parecen haberse formado a partir de muchos pequeños fragmentos de corteza sobre manchas oscuras lisas, como icebergs en un mar congelado.

Recientes observaciones del Telescopio espacial Hubble indican que Europa tiene una atmósfera muy tenue (10^-11 bares de presión en la superficie) compuesta de oxígeno. De las lunas del sistema solar, sólo siete de ellas (Io, Calisto, Ganímedes, Titán, Tritón , Encélado y Titania) se sabe que tienen atmósfera. A diferencia del oxígeno de la atmósfera terrestre, el de la atmósfera de Europa es casi con toda seguridad de origen no biológico. Más probablemente se genera por la luz del Sol y las partículas cargadas que chocan con la superficie helada de Europa, produciendo vapor de agua que es posteriormente dividido en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno consigue escapar de la gravedad de Europa, pero no así el oxígeno.

La sonda Galileo ha revelado que Europa tiene un campo magnético débil (alrededor de 1/4 de la intensidad del campo magnético de Ganímedes y similar al de Calisto), y, lo que es más interesante, que varía periódicamente al atravesar el intenso campo magnético de Júpiter. El 2 de marzo de 1998 la NASA anunció, a partir de los datos enviados por Galileo, el descubrimiento de pruebas de que hay un material conductor bajo la superficie de Europa, lo más probable un océano salado. Las pruebas espectrográficas sugieren que las zonas rojizas oscuras y otras características de la superficie de Europa parecen ser ricas en sales como el sulfato de magnesio, probablemente depositadas por el agua que emerge del interior al evaporarse. Las sales habitualmente son incoloras o blancas, por lo que debe haber otra sustancia presente que contribuya a dar el color rojizo; se cree que es sulfuro (que quizás provenga de Io), o compuestos de hierro.

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Vida en Europa

Se ha propuesto que puede existir vida en este hipotético océano bajo el hielo, tal vez sustentada en un entorno similar a aquél existente en las profundidades de los océanos de la Tierra cerca de las chimeneas volcánicas o en el Lago Vostok en la Antártida. No hay pruebas que sustenten esta hipótesis; no obstante, se han hecho esfuerzos para evitar cualquier posibilidad de contaminación. La misión Galileo concluyó en septiembre de 2003 con la colisión de la astronave en Júpiter. Si se hubiese abandonado sin más la nave, no esterilizada, podría haber colisionado en el futuro con Europa, contaminándola con microorganismos terrestres. La introducción de estos microorganismos hubiese hecho casi imposible determinar si Europa había tenido alguna vez su propia evolución biológica, independientemente de la Tierra.

En un reciente estudio se ha estimado que Europa tiene suficiente cantidad de agua líquida y que ésta tiene una elevada concentración de oxígeno, incluso mayor que en nuestros mares. Concentraciones semejantes serían suficientes para mantener no solo microorganismos, sino formas de vida más complejas.

I PARTE Mercurio: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/05/30/sistema-solar-cerca-i-parte-mercurio/

II PARTE Venus: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/05/31/sistema-solar-cerca-ii-parte-venus/

III PARTE Luna: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/06/06/sistema-solar-cerca-iii-parte-la-luna/

IV PARTE Marte: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/06/20/sistema-solar-cerca-iv-parte-marte/

V PARTE Las lunas de Marte: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/06/28/sistema-solar-cerca-v-parte-las-dos-lunas-marte/

VI PARTE Júpiter: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/07/07/sistema-solar-cerca-vi-parte-jupiter/

VII PARTE Las principales Lunas de Júpiter I: http://blog.meteorologiaespacial.es/2016/08/02/sistema-solar-cerca-vi-parte-las-principales-lunas-jupiter-i/

Un comentario sobre “El sistema solar de cerca (VIII parte): Las principales lunas de Júpiter (II)

  • el diciembre 25, 2016 a las 1:48 pm
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    Tenéis pensado seguir con esta sección (el sistema solar de cerca)? Me parece muy interesante y hace ya tiempo que no publicáis nada al respecto.

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