12.2: Las lunas galeas de Júpiter

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir las principales características que podemos observar sobre Calisto y lo que podemos deducir de ellas
• Explicar la evidencia de actividad tectónica y volcánica en Ganímedes
• Explicar lo que puede ser responsable de las características inusuales en la superficie helada de Europa
• Describir la principal característica distintiva de Io
• Explicar cómo las fuerzas mareales generan la actividad geológica que vemos en Europa e Io

De 1996 a 1999, la nave Galileo se desplazó a través del sistema joviano en una trayectoria compleja pero cuidadosamente planificada que proporcionó repetidos encuentros cercanos con las grandes lunas galileas. (A partir de 2004, recibimos una bonanza aún mayor de información sobre Titán, obtenida de la nave espacial Cassini y su sonda Huygens, que aterrizó en su superficie. Incluimos Titán, la luna grande de Saturno, aquí para comparación.) Tabla\(\PageIndex{1}\) resume algunos datos básicos sobre estas lunas grandes (más nuestra propia Luna para la comparación).

Tabla\(\PageIndex{1}\): Las lunas más grandes

Nombre	Diámetro (km)	Masa (Luna de la Tierra = 1)	Densidad (g/cm ^3)	Reflectividad (%)
Luna	3476	1.0	3.3	12
Calixto	4820	1.5	1.8	20
Ganímedes	5270	2.0	1.9	40
Europa	3130	0.7	3.0	70
Io	3640	1.2	3.5	60
Titan	5150	1.9	1.9	20

Calisto: un mundo antiguo y primitivo

Comenzamos nuestra discusión de las lunas galileas con la más externa, Calisto, no porque sea notable sino porque no lo es. Esto lo convierte en un objeto conveniente con el que se pueden comparar otros mundos más activos. Su distancia de Júpiter es de unos 2 millones de kilómetros, y orbita el planeta en 17 días. Al igual que nuestra propia Luna, Calisto gira en el mismo periodo en que gira, por lo que siempre mantiene la misma cara hacia Júpiter. El día de Calisto equivale así a su mes: 17 días. Su temperatura superficial del medio día es de solo 130 K (unos 140 °C por debajo del punto de congelación), por lo que el hielo de agua es estable (nunca se evapora) en su superficie durante todo el año.

Calisto tiene un diámetro de 4820 kilómetros, casi el mismo que el planeta Mercurio (Figura\(\PageIndex{1}\)). Sin embargo, su masa es solo un tercio de grande, lo que significa que su densidad (la masa dividida por el volumen) debe ser solo un tercio de grande también. Esto nos dice que Calisto tiene mucho menos de los materiales rocosos y metálicos que se encuentran en los planetas internos y, en cambio, debe ser un cuerpo helado a través de gran parte de su interior. Calisto puede mostrarnos cómo se compara la geología de un objeto helado con los hechos principalmente de roca.

A diferencia de los mundos que hemos estudiado hasta ahora, Calisto no se ha diferenciado completamente (separado en capas de materiales de diferente densidad). Podemos decir que carece de un núcleo denso a partir de los detalles de su atracción gravitacional sobre la nave espacial Galileo. Esto sorprendió a los científicos, que esperaban que se diferenciaran todas las grandes lunas heladas. Debería ser más fácil para un cuerpo helado diferenciarse que para uno rocoso porque la temperatura de fusión del hielo es muy baja. Solo un poco de calentamiento ablandará el hielo y comenzará el proceso, permitiendo que la roca y el metal se hundan hacia el centro mientras el hielo fangoso flota hacia la superficie. Sin embargo, Calisto parece haber congelado sólido antes de que se completara el proceso de diferenciación.

La superficie de Calisto está cubierta de cráteres de impacto, como las tierras altas lunares. La supervivencia de estos cráteres nos dice que un objeto helado puede retener cráteres de impacto en su superficie. Calisto es único entre los objetos del tamaño de un planeta del sistema solar en la aparente ausencia de fuerzas interiores para impulsar el cambio geológico. Se podría decir que esta luna nació muerta, y ha permanecido geológicamente muerta desde hace más de 4 mil millones de años (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Calixto. (a) La gran luna más externa de Júpiter muestra una superficie fuertemente cráteres. Los astrónomos creen que las áreas brillantes son en su mayoría hielo, mientras que las áreas más oscuras están más erosionadas, material pobre en hielo. b) Estas imágenes de alta resolución, tomadas por la nave espacial Galileo de la NASA en mayo de 2001, muestran las espiras heladas (arriba) en la superficie de Calisto, con polvo más oscuro que se ha deslizado hacia abajo a medida que el hielo se erosiona, acumulándose en las zonas bajas. Las espiras miden entre 80 y 100 metros de altura. A medida que la superficie se erosiona aún más, las espiras heladas eventualmente desaparecen, dejando expuestos los cráteres de impacto, como se muestra en la imagen inferior.

Al pensar en el hielo tan lejos del Sol, debemos tener cuidado de no juzgar su comportamiento a partir del hielo mucho más cálido que conocemos y amamos en la Tierra. A las temperaturas del sistema solar exterior, el hielo en la superficie es casi tan duro como la roca, y se comporta de manera similar. El hielo en Calisto no se deforma ni fluye como el hielo en los glaciares de la Tierra.

Ganímedes, la luna más grande

Ganímedes, la luna más grande del sistema solar, también muestra una gran cantidad de cráteres (Figura\(\PageIndex{2}\)). Recordemos de Other Worlds: An Introduction to the Solar System) que podemos utilizar los recuentos de cráteres en mundos sólidos para estimar la edad de la superficie. Cuantos más cráteres, más larga ha estado expuesta la superficie a los golpes desde el espacio y, por lo tanto, más antigua debe ser. Alrededor de una cuarta parte de la superficie de Ganímedes parece ser tan vieja y fuertemente cráteres como la de Calisto; el resto se formó más recientemente, como podemos decir por la escasa cobertura de cráteres de impacto así como la relativa frescura de esos cráteres. Si juzgamos por los recuentos de cráteres, este terreno más fresco en Ganímedes es algo más joven que la maria lunar o las llanuras volcánicas marcianas, quizás de 2 a 3 mil millones de años.

Las diferencias entre Ganímedes y Calisto son más que superficiales. Ganímedes es un mundo diferenciado, como los planetas terrestres. Las mediciones de su campo de gravedad nos dicen que la roca se hundió para formar un núcleo aproximadamente del tamaño de nuestra Luna, con un manto y una corteza de hielo “flotando” sobre ella. Además, la nave espacial Galileo descubrió que Ganímedes tiene un campo magnético, la firma segura de un interior parcialmente fundido. Es muy probable que haya agua líquida atrapada dentro del interior. Así, Ganímedes no es un mundo muerto sino un lugar de actividad geológica intermitente alimentado por una fuente de calor interna. Algunas características superficiales podrían ser tan jóvenes como la superficie de Venus (unos cientos de millones de años).

El terreno más joven estuvo formado por fuerzas tectónicas y volcánicas (Figura\(\PageIndex{2}\)). En algunos lugares, la corteza aparentemente se agrietó, inundando muchos de los cráteres con agua del interior. Extensas cadenas montañosas se formaron a partir de la compresión de la corteza, formando largas crestas con valles paralelos espaciados a pocos kilómetros de distancia. En algunas zonas, los cráteres de impacto más antiguos se dividieron y se separaron. Incluso hay indicios de movimientos corticales a gran escala que son similares a la tectónica de placas de la Tierra.

Figura\(\PageIndex{2}\): Ganímedes. (a) Esta visión global de Ganímedes, la luna más grande del sistema solar, fue tomada por la Voyager 2. Los colores están mejorados para facilitar las diferencias de manchado. Los lugares más oscuros son regiones más antiguas, con más cráteres; las áreas más claras son más jóvenes (el reverso de nuestra Luna). Los puntos más brillantes son sitios de impactos geológicamente recientes. (b) Este primer plano de Nicholson Regio en Ganímedes muestra un viejo cráter de impacto (en la parte inferior izquierda) que ha sido dividido y separado por fuerzas tectónicas. Contra el oscuro terreno de Ganímedes, aparece una línea de surcos y crestas para atravesar el cráter, deformando su forma circular.

¿Por qué Ganímedes es tan diferente de Calisto? Posiblemente la pequeña diferencia de tamaño y calentamiento interno entre los dos condujeron a esta divergencia en su evolución. Pero lo más probable es que la gravedad de Júpiter sea la culpable de la continua actividad geológica de Ganímedes. Ganímedes está lo suficientemente cerca de Júpiter como para que las fuerzas mareales del planeta gigante hayan calentado episódicamente su interior y desencadenado grandes convulsiones en su corteza.

Una fuerza de marea es el resultado del tirón gravitacional desigual en dos lados de un cuerpo. En un tipo complejo de danza moderna, las grandes lunas de Júpiter quedan atrapadas en el agarre de gravedad variable tanto del planeta gigante como entre sí. Esto lleva a flexión gravitacional o amasado en sus centros, lo que puede calentarlos, un efecto llamado calentamiento de las mareas. (Se da una explicación más completa en la sección sobre Io.) Veremos a medida que avanzamos hacia Europa e Io que el papel de las mareas jovianas se vuelve más importante para las lunas cercanas al planeta.

Europa, una luna con un océano

Europa e Io, las dos lunas galileas interiores, no son mundos helados como la mayoría de las lunas de los planetas exteriores. Con densidades y tamaños similares a nuestra Luna, parecen ser objetos predominantemente rocosos. ¿Cómo no lograron adquirir una parte mayoritaria del hielo que debió haber sido abundante en el sistema solar exterior en el momento de su formación?

La causa más probable es Júpiter mismo, que fue lo suficientemente caliente como para irradiar una gran cantidad de energía infrarroja durante los primeros millones de años después de su formación. Esta radiación infrarroja habría calentado el disco de material cercano al planeta que eventualmente se uniría en las lunas más cercanas. Así, se vaporizó cualquier hielo cerca de Júpiter, dejando a Europa e Io con composiciones similares a los planetas del sistema solar interno.

A pesar de su composición principalmente rocosa, Europa tiene una superficie cubierta de hielo, como los astrónomos han sabido desde hace mucho tiempo al examinar los espectros de la luz solar reflejados En esto se asemeja a la Tierra, que tiene una capa de agua en su superficie, pero en el caso de Europa el agua está coronada por una gruesa corteza de hielo. Hay muy pocos cráteres de impacto en este hielo, lo que indica que la superficie de Europa se encuentra en un estado continuo de autorrenovación geológica. A juzgar por los recuentos de cráteres, la superficie no debe tener más de unos pocos millones de años, y tal vez sustancialmente menos. En cuanto a su capacidad para borrar cráteres de impacto, Europa es más activa geológicamente que la Tierra.

Cuando miramos fotos de primer plano de Europa, vemos una superficie extraña y complicada (Figura\(\PageIndex{3}\)). En su mayor parte, la corteza helada es extremadamente lisa, pero está entrecruzada con grietas y crestas bajas que a menudo se extienden por miles de kilómetros. Algunas de estas largas líneas son simples, pero la mayoría son dobles o múltiples, pareciéndose más bien a los restos de un colosal sistema de autopistas.

Figura\(\PageIndex{3}\): Evidencia de un océano en Europa. (a) Aquí se muestra un primer plano de un área llamada Caos de Conamara con un color mejorado. Esta vista es de 70 kilómetros de ancho en su larga dimensión. Parece que Conamara es una región donde la corteza helada de Europa es (o recientemente fue) relativamente delgada y hay un acceso más fácil al posible océano líquido o fangoso debajo. No anclados a la corteza sólida debajo, muchos de los bloques de hielo aquí parecen haberse deslizado o girado desde sus posiciones originales. De hecho, las formaciones que se ven aquí se parecen a las vistas de hielo marino flotante e icebergs en el Océano Ártico de la Tierra. b) En esta visión de alta resolución, el hielo está arrugado y entrecruzado por largas crestas. Donde se cruzan estas crestas, podemos ver cuáles son más viejas y cuáles más jóvenes; las más jóvenes se cruzan sobre las mayores. Si bien superficialmente este sistema de crestas se asemeja a un sistema de autopistas gigante en Europa, las crestas son mucho más anchas que nuestras autopistas y son un resultado natural de la flexión de la luna.

Es muy difícil hacer líneas rectas sobre una superficie planetaria. Al discutir Marte, explicamos que cuando Percival Lowell vio lo que le parecían ser líneas rectas (los llamados “canales” marcianos), los atribuyó a los esfuerzos de ingeniería de seres inteligentes. Ahora sabemos que las líneas en Marte eran ilusiones ópticas, pero las líneas en Europa son reales. Estas largas grietas se pueden formar en la corteza helada si está flotando sin mucha fricción sobre un océano de agua líquida (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura\(\PageIndex{4}\): Imagen Galileo de muy alta resolución de One Young Double Ridge en Europa. El área en esta imagen es de solo 15 kilómetros de ancho. Parece haberse formado cuando material viscoso helado fue forzado a subir a través de una larga y recta grieta en la corteza. Observe cómo la cresta joven que va desde la parte superior izquierda hacia la parte inferior derecha se encuentra encima de las características más antiguas, que están en la parte superior de las aún más antiguas.

Las imágenes de Galileo en primer plano parecen confirmar la existencia de un océano global. En muchos lugares, la superficie de Europa se ve tal como cabría esperar para una gruesa capa de hielo que se desmenuzó en icebergs gigantes y témpanos de hielo y luego se volvió a congelar en su lugar. Cuando el hielo se rompe, el agua o el aguanieve desde abajo pueden filtrarse a través de las grietas y hacer las crestas y las características de múltiples líneas que observamos. Muchos episodios de craqueo de hielo, desplazamiento, rotación y recongelación son necesarios para explicar la complejidad que vemos. La corteza helada puede variar en grosor desde un kilómetro más o menos hasta 20 kilómetros. La confirmación adicional de que existe un océano líquido debajo del hielo proviene de mediciones del pequeño campo magnético inducido por las interacciones de Europa con la magnetosfera de Júpiter. La “firma magnética” de Europa es la de un océano de agua líquida, no uno de hielo o roca.

Si Europa realmente tiene un gran océano de agua líquida bajo su hielo, entonces puede ser el único lugar del sistema solar, aparte de la Tierra, con cantidades realmente grandes de agua líquida.1 Para permanecer líquido, este océano debe ser calentado por el calor que escapa del interior de Europa. Allí podrían estar activos manantiales calientes (o al menos cálidos), análogos a los que hemos descubierto en los océanos profundos de la Tierra. El calor interno necesario es generado por el calentamiento de las mareas (ver la discusión más adelante en este capítulo).

Un cortometraje con el científico planetario Kevin Hand explica por qué Europa es tan interesante para futuras exploraciones. O escucha esta plática más profunda sobre Europa.

Lo que hace emocionante la idea de un océano con manantiales cálidos es el descubrimiento en los océanos de la Tierra de grandes ecosistemas agrupados alrededor de las aguas termales profundas del océano. Tal vida deriva toda su energía del agua cargada de minerales y prospera independientemente de la luz solar que brilla en la superficie de la Tierra. ¿Es posible que ecosistemas similares puedan existir hoy bajo el hielo de Europa?

Muchos científicos ahora piensan que Europa es el lugar más probable más allá de la Tierra para encontrar vida en el sistema solar. En respuesta, la NASA está diseñando una misión de Europa para caracterizar su océano líquido y su corteza de hielo, e identificar ubicaciones donde el material del interior ha subido a la superficie. Dicho material interior podría revelar evidencia directa de vida microbiana. Al planear una misión futura, también puede ser posible incluir una pequeña embarcación de aterrizaje.

lo, una Luna Volcánica

Io, la más interna de las lunas galileas de Júpiter, es en muchos sentidos un gemelo cercano de nuestra Luna, con casi el mismo tamaño y densidad. Por lo tanto, podríamos esperar que haya vivido una historia similar. Su aparición, tal como fue fotografiada desde el espacio, nos cuenta otra historia, sin embargo (Figura\(\PageIndex{5}\)). En lugar de ser un mundo cráter muerto, Io resulta tener el nivel más alto de vulcanismo en el sistema solar, superando en gran medida al de la Tierra.

Figura\(\PageIndex{5}\): Dos lados de Io.Esta imagen compuesta muestra ambos lados de la luna volcánicamente activa Io. Los depósitos de naranja son nieve de azufre; el blanco es dióxido de azufre. (Carl Sagan una vez bromeó que Io parece como si necesitara desesperadamente una dosis de penicilina).

El vulcanismo activo de Io fue descubierto por la nave espacial Voyager. Ocho volcanes fueron vistos en erupción cuando la Voyager 1 pasó en marzo de 1979, y seis de ellos seguían activos cuatro meses después cuando pasó la Voyager 2. Con los instrumentos mejorados transportados por la nave espacial Galileo, solo durante 1997 se encontraron más de 50 erupciones. Muchas de las erupciones producen gráciles penachos que se extienden cientos de kilómetros hacia el espacio (Figura\(\PageIndex{6}\)).

Figura\(\PageIndex{6}\): Erupciones volcánicas en Io. Esta imagen compuesta de la nave espacial Galileo de la NASA muestra primeros planos (las dos fotos insertadas) de dos erupciones volcánicas separadas en la luna volcánica de Júpiter, Io. En la imagen del recuadro superior, se puede ver un primer plano de un penacho azulado que se eleva a unos 140 kilómetros sobre la superficie del volcán. En la imagen del recuadro inferior se encuentra la pluma de Prometheus, que se eleva a unos 75 kilómetros de la superficie de Io. El penacho de Prometeo lleva el nombre del dios griego del fuego.

Vea una breve película hecha a partir de datos de Voyager y Galileo, que muestra un Io giratorio con sus dramáticas características superficiales.

Esta película de Io giratorio fue creada a partir de un mosaico Io hecho a partir de datos Voyager y Galileo por el USGS. Crédito: Ashley Davies.

Los datos de Galileo muestran que la mayor parte del vulcanismo en Io consiste en lava caliente de silicato, como los volcanes en la Tierra. En ocasiones la lava caliente se encuentra con depósitos congelados de azufre y dióxido de azufre. Cuando estos depósitos helados se calientan repentinamente, el resultado son grandes penachos eruptivos mucho más grandes que cualquier expulsado de los volcanes terrestres. A medida que las plumas ascendentes se enfrían, el azufre y el dióxido de azufre se recondensan como partículas sólidas que vuelven a caer a la superficie en coloridas “nevadas” que se extienden hasta mil kilómetros del respiradero. Incluso se observaron nuevas características importantes de la superficie entre las órbitas de Galileo, como se muestra en la Figura\(\PageIndex{7}\).

Figura\(\PageIndex{7}\): Cambios volcánicos en Io. Estas tres imágenes fueron tomadas de la misma región de 1700 kilómetros cuadrados de Io en abril de 1997, septiembre de 1997 y julio de 1999. El centro volcánico oscuro llamado Pillan Patera experimentó una enorme erupción, produciendo un depósito oscuro a unos 400 kilómetros de ancho (visto como el área gris en el centro superior de la imagen media). En la imagen derecha, sin embargo, parte del nuevo depósito oscuro ya está siendo cubierto por material rojizo del volcán Pelé. Además, un pequeño volcán sin nombre a la derecha de Pillan ha hecho erupción desde 1997, y parte de su depósito oscuro y un anillo amarillo a su alrededor son visibles en la imagen derecha (a la derecha de la mancha gris). La gama de colores es exagerada en estas imágenes.

A medida que la misión Galileo llegaba a su fin, los controladores estaban dispuestos a correr riesgos al acercarse a Io. Acercarse a esta luna es una maniobra peligrosa porque los cinturones de partículas atómicas atrapadas en el ambiente magnético de Júpiter están en su punto más intenso cerca de la órbita de Io. En efecto, en su primer paso por Io, la nave espacial absorbió radiación dañina más allá de sus niveles de diseño. Para mantener el sistema funcionando, los controladores tuvieron que modificar o deshabilitar varias rutinas de software de protección contra fallas en las computadoras de a bordo. A pesar de estas dificultades, la nave espacial logró cuatro exitosos vuelos Io, obteniendo fotos y espectros de la superficie con una resolución sin precedentes.

Mapas de Io revelan más de 100 volcanes recientemente activos. Enormes flujos se extienden desde muchos de estos respiraderos, cubriendo alrededor del 25% de la superficie total de la luna con lava aún caliente. A partir de estas mediciones, parece claro que los colores brillantes de la superficie que primero llamaron la atención sobre Io son el resultado de una fina chapa de compuestos de azufre. El vulcanismo subyacente es impulsado por erupciones de silicatos fundidos, al igual que en la Tierra (Figura\(\PageIndex{8}\)).

Figura\(\PageIndex{8}\): Fuentes de lava en Io. Galileo capturó una serie de erupciones a lo largo de la cadena de enormes calderas volcánicas (o pozos) en Io llamada Tvashtar Catena en esta imagen de falso color que combina luz infrarroja y visible. Las áreas de color amarillo anaranjado brillante a la izquierda son lugares donde la lava fresca y caliente está en erupción desde debajo del suelo.

Calefacción de mareas

¿Cómo puede Io permanecer volcánicamente activo a pesar de su pequeño tamaño? La respuesta, como insinuamos antes, radica en el efecto de la gravedad, a través del calentamiento de las mareas. Io está aproximadamente a la misma distancia de Júpiter que nuestra Luna está de la Tierra. Sin embargo, Júpiter es más de 300 veces más masivo que la Tierra, provocando fuerzas que tiran de Io a una forma alargada, con una protuberancia de varios kilómetros de altura que se extiende hacia Júpiter.

Si Io siempre mantuviera exactamente la misma cara girada hacia Júpiter, esta protuberancia no generaría calor. Sin embargo, la órbita de Io no es exactamente circular debido a las perturbaciones gravitacionales (remolcadores) de Europa y Ganímedes. En su órbita ligeramente excéntrica, Io gira de un lado a otro con respecto a Júpiter, al mismo tiempo que se acerca y se aleja cada vez más del planeta en cada revolución. El calor de torsión y flexión Io, tanto como la flexión repetida de una percha de alambre calienta el alambre.

Después de miles de millones de años, esta constante flexión y calentamiento han pasado factura a Io, ahuyentando el agua y el dióxido de carbono y otros gases, por lo que ahora el azufre y los compuestos de azufre son los materiales más volátiles que quedan. Su interior está completamente derretido, y la corteza misma es reciclada constantemente por la actividad volcánica.

Al movernos hacia adentro hacia Júpiter desde Calisto hasta Io, hemos encontrado cada vez más evidencias de actividad geológica y calentamiento interno, culminando en el violento vulcanismo en Io. Tres de estas superficies se comparan en la Figura\(\PageIndex{9}\). Así como el carácter de los planetas en nuestro sistema solar depende en gran medida de su distancia del Sol (y de la cantidad de calor que reciben), así parece que la distancia de un planeta gigante como Júpiter puede jugar un papel importante en la composición y evolución de sus lunas (al menos en parte debido a diferencias en el calentamiento interno de cada luna por las implacables fuerzas mareales de Júpiter).

Figura\(\PageIndex{9}\): Tres Lunas Heladas. Estas imágenes Galileo comparan las superficies de Europa, Ganímedes y Calisto a la misma resolución. Tenga en cuenta que el número de cráteres (y así la edad de la superficie que vemos) aumenta a medida que vamos de Europa a Ganímedes a Calisto. La imagen de Europa es una de esas donde el sistema de grietas y crestas se asemeja a un sistema de autopista.

Resumen

Las lunas más grandes de Júpiter son Ganímedes y Calisto, ambos objetos de baja densidad que están compuestos por más de la mitad de hielo de agua. Calisto tiene una antigua superficie cráteres, mientras que Ganímedes muestra evidencia de una extensa actividad tectónica y volcánica, persistiendo hasta quizás hace mil millones de años. Io y Europa son más densos y más pequeños, cada uno aproximadamente del tamaño de nuestra Luna. Io es el objeto más activo volcánicamente en el sistema solar. Diversas líneas de evidencia indican que Europa tiene un océano global de agua líquida bajo una gruesa corteza de hielo. Muchos científicos piensan que Europa puede ofrecer el ambiente más favorable en el sistema solar para buscar vida.

Notas al pie

¹ Ganimedes y la luna de Saturno Encélado puede tener cantidades menores de agua líquida debajo de sus superficies.

Glosario

calefacción de mareas

el calentamiento de un planeta o el interior de la luna por fuerzas mareales variables causadas por el cambio de atracción gravitacional de un planeta o luna cercano