Júpiter y sus lunas
Júpiter es el mayor de los planetas, con un volumen de 1.400 veces el de la Tierra. Las franjas de color son cinturones de nubes que revelan corrientes atmosféricas fuertes. El planeta (arriba a la derecha) se ve aquí con sus cuatro mayores satélites conocidos: Europa (centro), Ío (arriba a la izquierda), Calisto (abajo a la izquierda) y Ganimedes (abajo a la derecha).
Júpiter (planeta), quinto planeta desde el Sol, y el mayor del Sistema Solar; es el primero de los llamados gigantes o exteriores. Recibió el nombre del rey de los dioses de la mitología romana. Júpiter es 1.400 veces más voluminoso que la Tierra, pero su masa es sólo 318 veces la de nuestro planeta. La densidad media de Júpiter es una cuarta parte de la densidad de la Tierra, lo que indica que este planeta gigante debe estar formado por gases más que por metales y rocas como la Tierra y otros planetas interiores.
Da una vuelta alrededor del Sol cada 11,9 años a una distancia orbital media de 778 millones de kilómetros (unas cinco veces la distancia del Sol a la Tierra). Tarda 9,9 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Esta rápida rotación produce un engrosamiento ecuatorial que se aprecia cuando se mira el planeta a través de un telescopio. La rotación no es uniforme. Las bandas que se ven en Júpiter se deben a la presencia de fuertes corrientes atmosféricas que reflejan los diferentes periodos de rotación en las distintas latitudes. Estas bandas se aprecian más debido a las tonalidades pastel de las nubes. Este colorido se observa también en la llamada Gran Mancha Roja, un ciclón gigantesco de forma oval con matices que varían desde el rojo ladrillo hasta el rosa. Los colores proceden de rastros de compuestos formados por la luz ultravioleta, las tormentas y el calor. Algunos de estos compuestos pueden ser similares a los de las moléculas orgánicas que se desarrollaron en la Tierra como preludio del origen de la vida.
| 2 | COMPOSICIÓN, ESTRUCTURA Y CAMPO MAGNÉTICO |
Bombardeo de Júpiter por un cometa (1994)
Fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 chocaron con Júpiter entre el 16 y el 22 de julio de 1994, alterando la atmósfera del planeta. El cometa se rompió en 21 fragmentos el 8 de julio de 1992, cuando se acercó demasiado a Júpiter. Atrapados por la fuerte gravedad del planeta, estos fragmentos lo bombardearon a velocidades de unos 210.000 km/h. Esta imagen, tomada por el telescopio espacial Hubble de la NASA, revela los impactos (puntos oscuros cerca del centro de la imagen) provocados por dos de los fragmentos del cometa.
El conocimiento científico de Júpiter se enriqueció mucho en 1979 a partir de los satisfactorios lanzamientos realizados por la NASA de las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. Las observaciones espectroscópicas llevadas a cabo desde la Tierra habían demostrado que la mayor parte de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de hidrógeno molecular, H2. Los estudios de infrarrojos de la sonda espacial Voyager indicaron que el 87% de la atmósfera de Júpiter estaba compuesta de H2, y que el helio, He, formaba la mayor parte del 13% restante. Por la baja densidad observada se deduce que el interior de Júpiter ha de tener, esencialmente, la misma composición que la atmósfera. Por tanto, en apariencia, este inmenso mundo está compuesto de los dos elementos más ligeros y más abundantes del Universo, una composición similar a la del Sol y a la de otras estrellas. En consecuencia, Júpiter puede corresponder a una condensación directa de una parte de la nebulosa solar primordial, la gran nube de gas y polvo interestelar a partir de la que se formó todo el Sistema Solar hace unos 4.700 millones de años.
Los científicos también recogieron una gran cantidad de información sobre Júpiter cuando los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 se estrellaron contra el planeta en julio de 1994. Las colisiones agitaron la atmósfera de Júpiter, calentando los gases interiores hasta la incandescencia y sacándolos a la superficie. Los astrónomos capturaron imágenes detalladas de estos gases desde telescopios situados en la Tierra y en el espacio. Utilizaron espectroscopios para el análisis de los gases con el fin de verificar y ampliar sus conocimientos sobre la composición de la atmósfera del planeta.
Júpiter emite más o menos el doble de energía que la que recibe del Sol. La fuente de esta energía es aparentemente una lenta contracción gravitacional de todo el planeta. Júpiter tendría que ser 100 veces mayor para que su masa pudiera iniciar reacciones nucleares como las que tienen lugar en el Sol y las estrellas.
La atmósfera turbulenta y con muchos tipos de nubes de Júpiter es, por tanto, fría. Con gran abundancia de hidrógeno, predominan las moléculas que contienen este elemento, como el metano, el amoníaco y el agua. Las fluctuaciones periódicas de temperatura en la atmósfera superior de Júpiter revelan una pauta en el cambio de los vientos como la de la región ecuatorial de la estratosfera terrestre. Las fotografías con cambios secuenciales de las nubes jovianas sugieren el nacimiento y deterioro de gigantescos sistemas tormentosos ciclónicos. En octubre de 1998 se detectó un gran “óvalo blanco” al noroeste de la Gran Mancha Roja; se identificó como una tormenta gigantesca (del tamaño de nuestro planeta) formada probablemente por la fusión de otras dos.
Gran Mancha Roja
La atmósfera de Júpiter está compuesta principalmente de hidrógeno y helio, con cantidades más pequeñas de otros gases. Blancas nubes de cristales de amoníaco helado, junto con nubes de color de otros compuestos, se arremolinan en corrientes atmosféricas conducidas por la rotación del planeta. La Gran Mancha Roja es un ciclón gigantesco: aquí lo vemos en una fotografía realizada en 1979 por el Voyager 1.
El amoníaco se congela a las bajas temperaturas de la atmósfera superior (-125 °C) formando las nubes blancas de cirros que se ven en muchas fotografías del planeta transmitidas por la sonda espacial Voyager. El hidrosulfuro de amonio se puede condensar a niveles más bajos. Las nubes de esta sustancia, coloreadas por otros compuestos, pueden contribuir a la capa de nubes oscuras que se extiende por el planeta. La temperatura en la parte superior de estas nubes es de -50 °C y la presión atmosférica es alrededor del doble de la presión atmosférica de la Tierra a nivel del mar. A través de agujeros en esta capa de nubes se escapa la radiación de una región en donde se alcanzan temperaturas de 17 °C. Mediante radiotelescopios sensibles a la radiación que atraviesa las nubes se ha detectado que la temperatura aumenta al descender hacia las capas más profundas.
Aunque sólo se puede ver directamente la parte más externa de Júpiter, los cálculos muestran que la temperatura y la presión aumentan hacia el interior del planeta. La presión alcanza valores en los que el hidrógeno se licúa y después adopta un estado metálico altamente transmisor. El análisis de las señales de radio enviadas por las sondas espaciales indica que en el centro puede existir un núcleo de material rocoso o metálico parecido al de la Tierra.
En la profundidad de estas capas se genera el campo magnético joviano. En la superficie de Júpiter este campo es 14 veces más fuerte que el de la Tierra. Su polaridad es opuesta a la de la Tierra, de forma que una brújula terrestre que se trasladara a Júpiter apuntaría al Sur. El campo magnético es el responsable de que enormes cinturones de radiación de partículas cargadas retenidas rodeen el planeta a una distancia de 10 millones de kilómetros.
A mediados de 2005 la NASA autorizó el inicio de la fase de diseño de una nueva misión al planeta Júpiter: la sonda Juno. Aunque el proyecto volverá a ser examinado antes del comienzo de su fase de desarrollo, su lanzamiento está ya previsto para 2010. Juno orbitará Júpiter intentando aportar nuevos datos sobre su núcleo, su atmósfera y su campo magnético.
| 3 | SATÉLITES Y ANILLOS |
Ío, satélite de Júpiter
La nave espacial Voyager 1 lanzada por la NASA, fotografió en 1979 los dos hemisferios de Ío, la luna más interior de Júpiter. El hemisferio de la izquierda siempre mira hacia Júpiter porque el periodo de revolución de Ío alrededor del planeta es igual al periodo de rotación alrededor de su eje. Los colores de la luna los producen las extensas corrientes de lava y nieve de dióxido de azufre resultantes de la intensa actividad volcánica de Ío. En los tres meses que transcurrieron entre las visitas del Voyager 1 y el Voyager 2, la superficie de la luna cambió drásticamente —la erupción de algunos volcanes se detuvo, mientras que otros, antes inactivos, entraron en erupción.
Júpiter tiene 63 satélites conocidos; es el planeta del Sistema Solar con más satélites girando a su alrededor.
En 1610, Galileo descubrió los cuatro mayores. Fueron recibiendo los nombres de los amantes mitológicos de Júpiter (o Zeus en el panteón griego): Ío, Europa, Ganimedes y Calisto. Esta tradición se ha seguido para denominar los demás satélites o lunas. Observaciones más recientes han demostrado que las densidades medias de las lunas mayores siguen la tendencia aparente del propio Sistema Solar. Ío y Europa, cercanos a Júpiter, son densos y rocosos como los planetas interiores. Ganimedes y Calisto, que se encuentran a más distancia, están compuestos principalmente de hielo de agua y tienen densidades más bajas. Durante la formación de satélites y planetas, su proximidad al cuerpo central (el Sol o Júpiter) evita, claramente, que se condensen las sustancias más volátiles.
Europa, satélite de Júpiter
Europa es una de las cuatro lunas más grandes de Júpiter. La superficie veteada de este satélite se parece a los mares helados de los polos de la Tierra.
Calisto es casi tan grande como Mercurio, y Ganimedes es mayor que Mercurio. Si estos cuerpos describieran sus órbitas alrededor del Sol en vez de alrededor de Júpiter, serían considerados planetas. Las cortezas heladas de estos dos cuerpos están marcadas por numerosos cráteres, las marcas de un antiguo bombardeo, probablemente del núcleo de un cometa, similar al bombardeo de asteroides que dejó señales en la Luna de la Tierra. Por el contrario, la superficie de Europa es muy llana. Está cubierta por una capa de hielo (que puede que cubra una zona global de agua) que emergió del interior del satélite después del bombardeo meteorítico primordial. Una intrincada red de estrías poco profundas se extiende por la superficie de hielo.
Un equipo de astrónomos de la Universidad Johns Hopkins (Estados Unidos) descubrió que Ganimedes tiene una atmósfera de oxígeno muy tenue, con una presión comparable a la de la atmósfera terrestre a una altura de unos 400 kilómetros. Antes de este descubrimiento, estos mismos científicos habían detectado también un tenue velo de oxígeno alrededor de Europa.
Calisto, luna de Júpiter
Calisto, la segunda mayor luna de Júpiter, es el satélite más alejado de los cuatro más grandes del planeta. En su superficie se han ido acumulando cráteres de impacto durante más de 4.000 millones de años. Los cuerpos chocan contra la superficie del satélite, perforando su oscura y helada corteza.
El satélite más notable es, sin duda, Ío. Su superficie presenta grandes contrastes: del amarillento al castaño oscuro y áreas blancas con manchas negras. Ío es sacudido por un vulcanismo impulsado por la dispersión de la energía del interior del satélite. Diez volcanes estaban en erupción durante los vuelos espaciales del Voyager en 1979 y, desde entonces, se han detectado otras erupciones. Los orificios emiten dióxido de azufre (SO2), y éste se condensa en la superficie formando una atmósfera local y transitoria. Las regiones blancas son SO2 sólido; las otras marcas están producidas, presumiblemente, por otros compuestos de azufre.
Las restantes lunas son mucho más pequeñas y se han estudiado menos que estos cuatro satélites, aunque en 1998 la sonda espacial Galileo (que entró en órbita de Júpiter en diciembre de 1995) envió imágenes de las cuatro lunas más próximas al planeta: Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe. En general, presentan superficies oscuras, de color rojizo, y aparecen cubiertas de cráteres.
Tras el análisis de los datos obtenidos por la Galileo en su acercamiento a Amaltea, los científicos dedujeron que se trata de un cuerpo poroso y helado, en contra de lo que cabría esperar dada su proximidad a Júpiter. Su naturaleza helada hace pensar entonces que se formó en una región más fría del espacio y que luego se desplazó hasta su posición actual.
La nave espacial Voyager también descubrió ya en 1979 un débil sistema de anillos cerca del planeta. Las imágenes del Voyager revelaron dos anillos: uno principal, plano, y otro interior (el halo) con forma de nube. Una de las imágenes parecía mostrar un tercer anillo, exterior y muy tenue. En septiembre de 1998, la sonda Galileo confirmó la existencia de este tercer anillo que, en realidad, resultó ser doble (uno dentro de otro). Además, los datos enviados por esta sonda indican que el sistema de anillos se formó a partir de enormes cantidades de polvo producidas por el choque de meteoritos con las lunas interiores de Júpiter. Las órbitas del anillo principal y de los anillos exteriores corresponden a las de las lunas que los alimentan de polvo. El material del anillo principal proviene de Metis y Adrastea, mientras que los anillos exteriores están formados por materiales de Amaltea y Tebe.
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