Zeus (Jupiter), Dios del Olimpo
Júpiter tiene
un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene 16
satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la
primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.
Júpiter tiene
una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas
cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.
La rotación de
Júpiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera
compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores
y algunas manchas.
La Gran Mancha
Roja de Júpiter es una tormenta mayor que el diámetro de la Tierra. Dura desde
hace 300 años y provoca vientos de 400 Km/h.
Los anillos de
Júpiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de
polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores
de Júpiter.
Tanto los
anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de
radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.
Este enorme
campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección
al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta
llegar a la órbita de Saturno.
¿ Se podría atravesar Júpiter con una nave ?
No. Júpiter
tiene un núcleo rocoso, igual que la Tierra, y alrededor de ese núcleo hay
muchos miles de kilómetros de hielo. Por encima hay una gruesa capa de un
material extraño conocido como hidrógeno metálico. Pero incluso antes de llegar
allí, la tremenda presión atmosférica (adentrándose sólo unos cuantos cientos
de kilómetros en la atmósfera) te aplastaría.
¿Por qué no se dispersa la mancha roja de la tormenta de Júpiter?
La gran mancha roja de Júpiter es un gran
sistema de tormentas. No sabemos si no se dispersa nunca porque hace sólo 402
años que se observa a Júpiter con telescopios. En este tiempo ha variado el
tamaño de la gran mancha roja, pero nunca ha desaparecido. No sabemos hace
cuánto tiempo que existe ni cuánto va a durar. Actualmente parece que está
encogiendo, pero eso podría cambiar
¿Por qué no explota?
Júpiter está
hecho de hidrógeno y tiene muy poco oxígeno. El fuego necesita calor y oxígeno
para encenderse. En Júpiter encontramos el calor de los rayos y el hidrógeno es
un combustible, pero los niveles de oxígeno son tan bajos que no puede haber
combustión.
| Datos básicos | Júpiter | La Tierra |
| Tamaño: radio ecuatorial | 71.492 km. | 6.378 km. |
| Distancia media al Sol | 778.330.000 km. | 149.600.000 km. |
| Día: periodo de rotación sobre el eje | 9,84 horas | 23,93 horas |
| Año: órbita alrededor del Sol | 11,86 años | 1 año |
| Temperatura media superficial | -120 º C | 15 º C |
| Gravedad superficial en el ecuador | 22,88 m/s2 | 9,78 m/s2 |
| Satélites de Júpiter | Radio (km) | Distancia (km) |
| Metis | 20 | 127,969 |
| Adrastea | 12.5x10x7.5 | 128,971 |
| Amaltea | 135x84x75 | 181,300 |
| Tebe | 55x45 | 221,895 |
| Io | 1,815 | 421,600 |
| Europa | 1,569 | 670,900 |
| Ganimedes | 2,631 | 1,070,000 |
| Calisto | 2,400 | 1,883,000 |
| Leda | 8 | 11,094,000 |
| Himalia | 93 | 11,480,000 |
| Lisitea | 18 | 11,720,000 |
| Elara | 38 | 11,737,000 |
| Ananke | 15 | 21,200,000 |
| Carm | 20 | 22,600,000 |
| Pasifae | 25 | 23,500,000 |
| Sinope | 18 | 23,700,000 |
Satélite IO
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 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/cm³. 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.
Satélite Europa
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 °C) en
el ecuador y de solo 50 K (-210 °C) 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.
¿Cuánta agua hay en Europa, luna de Júpiter?
Muchísima.
Según los datos obtenidos por la sonda Galileo mientras exploraba el sistema joviano entre 1995 y 2003, Europa poseería un océano global y profundo de agua líquida por debajo de la capa de hielo que cubre toda la superficie de la luna. Sumado a la capa de hielo, el océano subterráneo tendría una profundidad media de 80 a 170 km. Si se toma como base una profundidad media de 100 km y si se formara una esfera con toda el agua de Europa, el radio de la esfera acuática tendría un radio de 877 km.
Según los datos obtenidos por la sonda Galileo mientras exploraba el sistema joviano entre 1995 y 2003, Europa poseería un océano global y profundo de agua líquida por debajo de la capa de hielo que cubre toda la superficie de la luna. Sumado a la capa de hielo, el océano subterráneo tendría una profundidad media de 80 a 170 km. Si se toma como base una profundidad media de 100 km y si se formara una esfera con toda el agua de Europa, el radio de la esfera acuática tendría un radio de 877 km.
En volumen, habría de 2 a 3 veces más agua en Europa que
en los océanos terrestres, lo cual convierte al océano global de la luna
joviana en un destino de enorme interés para la búsqueda de vida extraterrestre
en el Sistema Solar.
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 del 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.
Satélite Ganimedes
Ganimedes está
compuesto de silicatos e hielo, con una corteza de hielo que flota encima de un
fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida. Las indicaciones
preliminares de la nave orbital Galileo sugieren que Ganímedes tiene una
estructura diferenciada en tres capas: un pequeño núcleo de hierro fundido o de
hierro y azufre en el centro, rodeado por un manto de sílice rocoso con una
corteza helada en lo más exterior. Este centro metálico hace pensar en un mayor
grado de calentamiento de Ganímedes de lo que se había propuesto previamente.
De hecho, Ganimedes puede ser similar a Ío con una capa exterior adicional de
hielo.
La superficie
de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno
muy viejo, muy craterizado y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque
todavía viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen
claramente tectónica.
La corteza de
Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la tierra. Las
placas tectónicas pueden moverse independientemente y actuar a lo largo de
zonas de la fractura que producen las cordilleras. También se han observado
flujos de lava (ya solidificada).
Satélite Calisto
Tiene un
diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de
Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar.
Está formado,
a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los
cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de
Galileo.
No hay comentarios:
Publicar un comentario