Lunas del Sistema Solar (1º parte) Un recorrido por las lunas de Marte y Júpiter y Mimas. Prog. 607 LFDLC

Hoy en la Fábrica de la Ciencia hemos realizado un viaje a las lunas del Sistema Solar y lo hemos hecho de la mano de nuestro amigo y colaborador experto en cuerpos celestes del Sistema solar Alberto Martos,
Hemos comenzado con las lunas de Marte Fobos y Deimos:
"FOBOS: En 1959 el astrofísico soviético Iosif Shklovsky, influido por una medida errónea de su baja densidad, dejó escapar que Fobos podría ser un satélite artificial, una esfera metálica hueca.

Ambos Fobos y Deimos se parecen mucho por su albedo, su baja densidad y su espectro, a las condritas carbonáceas. Podrían ser asteroides (tipo C) capturados, si no fuera por sus órbitas circulares y ecuatoriales. La sonda Mars Express (2003-2009) obtuvo un espectro en el infrarrojo lejano de Fobos que no encaja con ninguno de las condritas conocidas. Un pico (8,75 ?m) y un valle (12 ?m) revelan una composición de minerales obscuros ultramáficos (alto contenido en Fe y Mg) y filosilicatos (ricos en arcilla), esta último en las proximidades del cráter Stickney, o sea, muy parecido al de la superficie de Marte. ¿Fueron arrancados de Marte por colisión y se formaron por coalescencia de fragmentos?"
Y luego hemos seguido con los Galileanos de Júpiter:
IO: Tiene el mismo tamaño y aproximadamente la misma masa que la Luna, si bien en su composición abunda el hierro. Además, en su superficie no se ve un solo cráter de impacto (de tamaño hasta 1 Km), a pesar del “efecto enfocador” que hizo en su momento sobre los planetésimos y hace todavía sobre los meteoritos, la gravedad de Júpiter, que debió producir en su momento un bombardeo más intenso que en otros satélites. (Este supuesto pudo ser demostrado por el vuelo de 14 meses sobre la eclíptica de la sonda Pioneer 11). Y es que si no fuera por Júpiter, Io sería un cuerpo geológicamente casi muerto, como nuestra Luna. La explicación es que la superficie de Io se regenera mediante la deposición de 1 metro de azufre y dióxido de azufre, cada 1000 años, debido al vulcanismo. Por ello, la edad de la superficie de Io se estima en 10 millones de años. La rotación está sincronizada con la translación.

Las sondas Voyager I y 2 detectaron 8 y 7 volcanes activos, que expelían 10.000 Tm/seg de materia a 1 Km/seg, formando penachos de entre 70 y 100 Km de altura. Prometheus, Amirani, Pele, Culan, Loki, Gish-Bar, Dazhbog, Masubi, Pillan y Tvastar. La atmósfera de Io contiene azufre, oxígeno y cloro ionizados, sodio y potasio atómicos y azufre, dióxido de azufre (SO2) y cloruro sódico moleculares. La fuente de energía de los volcanes no proviene de elementos radiactivos, sino de las mareas (hasta 100 m de apoastro a periastro) y debido a la resonancia orbital con Europa y Ganímedes, que mantiene la excentricidad.

Júpiter absorbe los gases atmosféricos al ritmo de 1 Tm/seg, pero queda un toro de azufre, oxígeno, sodio y cloro ionizados, el “toro de Io”. La sonda Galileo (1995-2002) descubrió la existencia de un núcleo de hierro, pero no se ha detectado campo magnético interior, aunque sí externo producido por Júpiter (océano de magma). Esto explicaría el desplazamiento de 60º de los volcanes.

EUROPA: Es el satélite joviano de más alto albedo (lo único que alcanzó a descubrir la sonda Pioneer 10). Aunque es el menor de los satélites galileanos, tiene casi el mismo tamaño y la misma densidad que nuestra Luna, pero se diferencia de ella en que muestra muy pocos cráteres de impacto (la sonda Voyager 2 solamente vio 3 cráteres de impacto en el límite de su resolución, 20 Km), lo que significa que su superficie es joven. Esta superficie, la más suave del Sistema Solar, está cubierta por una costra de hielo (o granizo) de unos 100 Km de espesor, parte de la cual puede hallarse en estado líquido, formando un océano de agua líquida (capaz de sustentar vida), sobre la verdadera superficie de silicatos.

Además, está recorrida por rayas de hasta 1000 Km de longitud y de 200 a 300 Km de anchura, que sugieren que está fracturada. Estas fracturas tectónicas son inmóviles, pero se reproducen borrando los cráteres de impacto. Además, aunque las grietas corren sobre fracturas, carecen de estructura. No son realmente grietas, sino rayas. Y ni siquiera son muy obscuras (10%). La sonda Voyager 2 descubrió también grietas blancas más cortas, que trazaban curvas. Su estudio indica que el eje de Europa pudo haber estado más inclinado en el pasado. Por otra parte, la velocidad de precesión de Europa, alrededor de un eje inclinado, es de algunos grados por día (el ciclo de precesión es de meses), añadiendo otra fuente de calor. La red de rayas entrecruzadas que cubre la superficie de Europa responde entonces a los esfuerzos de marea que soporta el océano subsuperficial, a los que se tiene que ajustar la corteza de hielo. Cuando el esfuerzo excede de su capacidad de resistencia, se fractura. La energía procede de la condición de resonancia Io-Europa-Ganímedes.
Como la superficie carece de elevaciones notables, se sigue que está templada, quizá por existir elementos radiactivos en el manto y quizá por las mareas jovianas (10% de las de Io). Se ha detectado la existencia de géiseres. La atmósfera de Europa está principalmente compuesta de oxígeno. Como todos los satélites jovianos, su rotación está sincronizada con su translación.

La resonancia orbital con Io y Ganímedes no se ha mantenido perfectamente, lo que sugiere cierta asimetría en la distribución de su masa, que da pie a la hipótesis del océano subsuperficial de agua líquida. Los esfuerzos flexores de marea la mantienen en ese estado y aportan calor para que emerja hielo menos frío del interior a través de las rayas (lineae). La disposición de las lineae parece indicar que la superficie del satélite rota ligeramente más deprisa que el interior. Existen dos modelos, uno con el océano de agua líquida y otro con océano de hielo templado en convección.

GANÍMEDES: Este satélite, el mayor de los galileanos, es vez y media mayor que la Luna, pero posee solamente la mitad de su densidad. La sonda Galileo (1989-2003) averiguó que está compuesto en un 50% de agua y en otro 50% de rocas. Resulta así que Ganímedes posee más agua en su interior, en forma de océano subsuperficial, que todos los océanos de la Tierra. Como todos los satélites jovianos, su rotación está sincronizada con su translación.

La superficie de Ganímedes es lisa y está recubierta por una capa de hielo, bajo compuesta por dos clases de terrenos que registran actividades geológicas diferentes, uno obscuro y viejo, recorrido por surcos que revelan pasados movimientos tectónicos en la corteza de hielo y otro joven, formado por cráteres de impacto brillantes, que extraen hielos recientes del interior. La repartición de terrenos es asimétrica, existiendo un tercio de la superficie dominado por los suelos viejos muy craterificados e incluso con surcos curvados y paralelos que revelan la existencia de cuencas de impacto muy antiguas y el resto, de color claro, donde el terreno está cruzado por bandas brillantes con elevaciones y valles. No obstante la diferencia de edades entre unos suelos y otros no es muy grande, 4 y 3,5 MMA, respectivamente.

Algunos rasgos geológicos de Ganímedes parecen haber sido originados por fracturas, fallas o expansiones de la corteza, acusando alguna clase de deriva tectónica, impulsada por el calentamiento producido por las mareas. La presencia de hielo en la superficie sugiere la existencia de una atmósfera tenue de vapor da agua, vaporizada del hielo por la acción de la luz solar, y acaso algo de hidrógeno atómico, pero las medidas durante la ocultación de la estrella Kappa Centauri arrojaron un límite máximo para la presión de 10-11 bar, o sea una cien mil millonésima de la presión terrestre.

Ganímedes es un astro diferenciado, que posee u núcleo metálico fundido, en el que existen corrientes de convección, de modo que es el único satélite del Sistema Solar que posee campo magnético propio. Desde luego, se percibe como una ligera perturbación del intenso campo magnético de Júpiter.





CALISTO: Es sólo ligeramente menor que Ganímedes, el mayor de los cuatro satélites galileanos, y el cuerpo más bombardeado de todo el Sistema Solar. Es seguro que su superficie no ha cambiado desde que finalizó el Bombardeo Intenso Tardío, lo que le acredita como uno de los objetos más antiguos de dicho Sistema. Además de esto, su baja densidad, la menor de los cuatro galileanos, indica que alberga un océano de agua líquida, pero se duda de que pueda sostener vida, dada su antigüedad. Como todos los satélites jovianos, su rotación está sincronizada con su translación.

Su superficie ofrece diferencias de color y de albedo, que ya alcanzó a percibir la sonda Pioneer 11 en 1974. Las fotos de la sonda Voyager 1 dejaron ver una inmensa cuenca de impacto de 2600 Km de diámetro, conteniendo ¡15 anillos concéntricos! Mayor que cualquiera de la Luna. Valhalla fue la primera cuenca multianular de impacto, descubierta en el Sistema Solar fuera de la Luna. La cavidad central medía 600 Km de diámetro. Otra prueba de la antigüedad de su superficie. Las fotografías de alta resolución muestran la superficie brillante repleta de cráteres pequeños situados de forma tangente unos con otros y solamente en las cuencas hay ausencia de cráteres debido al efecto borrador del gran impacto. Todo esto implica que Calisto ha estado inactivo geológicamente desde su formación.

Pero existe una diferencia: Calisto no posee cráteres de más de 150 Km y además, los que posee son menos profundos. Se supone que el hielo rellena los antiguos, o sea los grandes. Tampoco posee montañas grandes, lo que también sugiere la existencia de una corteza débil y helada.

La sonda Galileo descubrió que Calisto posee una delgada atmósfera de dióxido de carbono, que evidencia la existencia del océano subsuperficial y, quizá, oxígeno molecular. Y también una ionosfera. Además descubrió que el campo magnético varía con la translación alrededor de Júpiter, revelando que las corrientes en el núcleo responden al campo magnético joviano. Y como estas corrientes tienen que cerrarse por alguna parte y la superficie es rocosa y la atmósfera tenue, la explicación es que el océano es salino.
Y hemos acabado con Mimas, comenzando así con los satélites de Saturno
MIMAS: Este satélite de Saturno no fue visto por la sonda Pioneer 11 en 1979. Las primeras fotos que se recibieron fueron de la Voyager 1, en 1980, mostrando un enorme impacto de 130 Km de diámetro (¡1/3 del tamaño del propio Mimas!) al que se le impuso el nombre de Herschel (descubridor de Mimas con su telescopio de 40 pies, o 12 m), si bien primeramente se lo denominó Arthur. Las medidas de este cráter, tomadas por la son formidables: borde de 3 Km de altura, paredes de 10 Km de profundidad y pico central de 6 Km de altura. En la Tierra equivaldría a un cráter del tamaño ¡de Australia!

La superficie de Mimas, que equivale a la de España peninsular, está cubierta de hielo y cuajada de cráteres de impacto de más de 40 Km, salvo en la región polar Sur, donde son menores de 20 Km. Por su volumen, es el menor objeto conocido de forma redondeada debido a su propia gravedad. En efecto, su baja densidad revela que está compuesto mayormente de hielo de agua y algo de roca. La sonda Cassini descubrió que tiene forma alargada (10% más largo que ancho) con el eje mayor dirigido hacia Saturno. El suelo presenta cadenas de cráteres y depresiones graben.

Mimas interactúa por resonancia con los anillos de Saturno (división de Cassini).
Hemos comenzado con las lunas de Marte Fobos y Deimos:
"FOBOS: En 1959 el astrofísico soviético Iosif Shklovsky, influido por una medida errónea de su baja densidad, dejó escapar que Fobos podría ser un satélite artificial, una esfera metálica hueca.

Ambos Fobos y Deimos se parecen mucho por su albedo, su baja densidad y su espectro, a las condritas carbonáceas. Podrían ser asteroides (tipo C) capturados, si no fuera por sus órbitas circulares y ecuatoriales. La sonda Mars Express (2003-2009) obtuvo un espectro en el infrarrojo lejano de Fobos que no encaja con ninguno de las condritas conocidas. Un pico (8,75 ?m) y un valle (12 ?m) revelan una composición de minerales obscuros ultramáficos (alto contenido en Fe y Mg) y filosilicatos (ricos en arcilla), esta último en las proximidades del cráter Stickney, o sea, muy parecido al de la superficie de Marte. ¿Fueron arrancados de Marte por colisión y se formaron por coalescencia de fragmentos?"
Y luego hemos seguido con los Galileanos de Júpiter:
IO: Tiene el mismo tamaño y aproximadamente la misma masa que la Luna, si bien en su composición abunda el hierro. Además, en su superficie no se ve un solo cráter de impacto (de tamaño hasta 1 Km), a pesar del “efecto enfocador” que hizo en su momento sobre los planetésimos y hace todavía sobre los meteoritos, la gravedad de Júpiter, que debió producir en su momento un bombardeo más intenso que en otros satélites. (Este supuesto pudo ser demostrado por el vuelo de 14 meses sobre la eclíptica de la sonda Pioneer 11). Y es que si no fuera por Júpiter, Io sería un cuerpo geológicamente casi muerto, como nuestra Luna. La explicación es que la superficie de Io se regenera mediante la deposición de 1 metro de azufre y dióxido de azufre, cada 1000 años, debido al vulcanismo. Por ello, la edad de la superficie de Io se estima en 10 millones de años. La rotación está sincronizada con la translación.

Las sondas Voyager I y 2 detectaron 8 y 7 volcanes activos, que expelían 10.000 Tm/seg de materia a 1 Km/seg, formando penachos de entre 70 y 100 Km de altura. Prometheus, Amirani, Pele, Culan, Loki, Gish-Bar, Dazhbog, Masubi, Pillan y Tvastar. La atmósfera de Io contiene azufre, oxígeno y cloro ionizados, sodio y potasio atómicos y azufre, dióxido de azufre (SO2) y cloruro sódico moleculares. La fuente de energía de los volcanes no proviene de elementos radiactivos, sino de las mareas (hasta 100 m de apoastro a periastro) y debido a la resonancia orbital con Europa y Ganímedes, que mantiene la excentricidad.

Júpiter absorbe los gases atmosféricos al ritmo de 1 Tm/seg, pero queda un toro de azufre, oxígeno, sodio y cloro ionizados, el “toro de Io”. La sonda Galileo (1995-2002) descubrió la existencia de un núcleo de hierro, pero no se ha detectado campo magnético interior, aunque sí externo producido por Júpiter (océano de magma). Esto explicaría el desplazamiento de 60º de los volcanes.

EUROPA: Es el satélite joviano de más alto albedo (lo único que alcanzó a descubrir la sonda Pioneer 10). Aunque es el menor de los satélites galileanos, tiene casi el mismo tamaño y la misma densidad que nuestra Luna, pero se diferencia de ella en que muestra muy pocos cráteres de impacto (la sonda Voyager 2 solamente vio 3 cráteres de impacto en el límite de su resolución, 20 Km), lo que significa que su superficie es joven. Esta superficie, la más suave del Sistema Solar, está cubierta por una costra de hielo (o granizo) de unos 100 Km de espesor, parte de la cual puede hallarse en estado líquido, formando un océano de agua líquida (capaz de sustentar vida), sobre la verdadera superficie de silicatos.

Además, está recorrida por rayas de hasta 1000 Km de longitud y de 200 a 300 Km de anchura, que sugieren que está fracturada. Estas fracturas tectónicas son inmóviles, pero se reproducen borrando los cráteres de impacto. Además, aunque las grietas corren sobre fracturas, carecen de estructura. No son realmente grietas, sino rayas. Y ni siquiera son muy obscuras (10%). La sonda Voyager 2 descubrió también grietas blancas más cortas, que trazaban curvas. Su estudio indica que el eje de Europa pudo haber estado más inclinado en el pasado. Por otra parte, la velocidad de precesión de Europa, alrededor de un eje inclinado, es de algunos grados por día (el ciclo de precesión es de meses), añadiendo otra fuente de calor. La red de rayas entrecruzadas que cubre la superficie de Europa responde entonces a los esfuerzos de marea que soporta el océano subsuperficial, a los que se tiene que ajustar la corteza de hielo. Cuando el esfuerzo excede de su capacidad de resistencia, se fractura. La energía procede de la condición de resonancia Io-Europa-Ganímedes.
Como la superficie carece de elevaciones notables, se sigue que está templada, quizá por existir elementos radiactivos en el manto y quizá por las mareas jovianas (10% de las de Io). Se ha detectado la existencia de géiseres. La atmósfera de Europa está principalmente compuesta de oxígeno. Como todos los satélites jovianos, su rotación está sincronizada con su translación.

La resonancia orbital con Io y Ganímedes no se ha mantenido perfectamente, lo que sugiere cierta asimetría en la distribución de su masa, que da pie a la hipótesis del océano subsuperficial de agua líquida. Los esfuerzos flexores de marea la mantienen en ese estado y aportan calor para que emerja hielo menos frío del interior a través de las rayas (lineae). La disposición de las lineae parece indicar que la superficie del satélite rota ligeramente más deprisa que el interior. Existen dos modelos, uno con el océano de agua líquida y otro con océano de hielo templado en convección.

GANÍMEDES: Este satélite, el mayor de los galileanos, es vez y media mayor que la Luna, pero posee solamente la mitad de su densidad. La sonda Galileo (1989-2003) averiguó que está compuesto en un 50% de agua y en otro 50% de rocas. Resulta así que Ganímedes posee más agua en su interior, en forma de océano subsuperficial, que todos los océanos de la Tierra. Como todos los satélites jovianos, su rotación está sincronizada con su translación.

La superficie de Ganímedes es lisa y está recubierta por una capa de hielo, bajo compuesta por dos clases de terrenos que registran actividades geológicas diferentes, uno obscuro y viejo, recorrido por surcos que revelan pasados movimientos tectónicos en la corteza de hielo y otro joven, formado por cráteres de impacto brillantes, que extraen hielos recientes del interior. La repartición de terrenos es asimétrica, existiendo un tercio de la superficie dominado por los suelos viejos muy craterificados e incluso con surcos curvados y paralelos que revelan la existencia de cuencas de impacto muy antiguas y el resto, de color claro, donde el terreno está cruzado por bandas brillantes con elevaciones y valles. No obstante la diferencia de edades entre unos suelos y otros no es muy grande, 4 y 3,5 MMA, respectivamente.

Algunos rasgos geológicos de Ganímedes parecen haber sido originados por fracturas, fallas o expansiones de la corteza, acusando alguna clase de deriva tectónica, impulsada por el calentamiento producido por las mareas. La presencia de hielo en la superficie sugiere la existencia de una atmósfera tenue de vapor da agua, vaporizada del hielo por la acción de la luz solar, y acaso algo de hidrógeno atómico, pero las medidas durante la ocultación de la estrella Kappa Centauri arrojaron un límite máximo para la presión de 10-11 bar, o sea una cien mil millonésima de la presión terrestre.

Ganímedes es un astro diferenciado, que posee u núcleo metálico fundido, en el que existen corrientes de convección, de modo que es el único satélite del Sistema Solar que posee campo magnético propio. Desde luego, se percibe como una ligera perturbación del intenso campo magnético de Júpiter.





CALISTO: Es sólo ligeramente menor que Ganímedes, el mayor de los cuatro satélites galileanos, y el cuerpo más bombardeado de todo el Sistema Solar. Es seguro que su superficie no ha cambiado desde que finalizó el Bombardeo Intenso Tardío, lo que le acredita como uno de los objetos más antiguos de dicho Sistema. Además de esto, su baja densidad, la menor de los cuatro galileanos, indica que alberga un océano de agua líquida, pero se duda de que pueda sostener vida, dada su antigüedad. Como todos los satélites jovianos, su rotación está sincronizada con su translación.

Su superficie ofrece diferencias de color y de albedo, que ya alcanzó a percibir la sonda Pioneer 11 en 1974. Las fotos de la sonda Voyager 1 dejaron ver una inmensa cuenca de impacto de 2600 Km de diámetro, conteniendo ¡15 anillos concéntricos! Mayor que cualquiera de la Luna. Valhalla fue la primera cuenca multianular de impacto, descubierta en el Sistema Solar fuera de la Luna. La cavidad central medía 600 Km de diámetro. Otra prueba de la antigüedad de su superficie. Las fotografías de alta resolución muestran la superficie brillante repleta de cráteres pequeños situados de forma tangente unos con otros y solamente en las cuencas hay ausencia de cráteres debido al efecto borrador del gran impacto. Todo esto implica que Calisto ha estado inactivo geológicamente desde su formación.

Pero existe una diferencia: Calisto no posee cráteres de más de 150 Km y además, los que posee son menos profundos. Se supone que el hielo rellena los antiguos, o sea los grandes. Tampoco posee montañas grandes, lo que también sugiere la existencia de una corteza débil y helada.

La sonda Galileo descubrió que Calisto posee una delgada atmósfera de dióxido de carbono, que evidencia la existencia del océano subsuperficial y, quizá, oxígeno molecular. Y también una ionosfera. Además descubrió que el campo magnético varía con la translación alrededor de Júpiter, revelando que las corrientes en el núcleo responden al campo magnético joviano. Y como estas corrientes tienen que cerrarse por alguna parte y la superficie es rocosa y la atmósfera tenue, la explicación es que el océano es salino.
Y hemos acabado con Mimas, comenzando así con los satélites de Saturno
MIMAS: Este satélite de Saturno no fue visto por la sonda Pioneer 11 en 1979. Las primeras fotos que se recibieron fueron de la Voyager 1, en 1980, mostrando un enorme impacto de 130 Km de diámetro (¡1/3 del tamaño del propio Mimas!) al que se le impuso el nombre de Herschel (descubridor de Mimas con su telescopio de 40 pies, o 12 m), si bien primeramente se lo denominó Arthur. Las medidas de este cráter, tomadas por la son formidables: borde de 3 Km de altura, paredes de 10 Km de profundidad y pico central de 6 Km de altura. En la Tierra equivaldría a un cráter del tamaño ¡de Australia!

La superficie de Mimas, que equivale a la de España peninsular, está cubierta de hielo y cuajada de cráteres de impacto de más de 40 Km, salvo en la región polar Sur, donde son menores de 20 Km. Por su volumen, es el menor objeto conocido de forma redondeada debido a su propia gravedad. En efecto, su baja densidad revela que está compuesto mayormente de hielo de agua y algo de roca. La sonda Cassini descubrió que tiene forma alargada (10% más largo que ancho) con el eje mayor dirigido hacia Saturno. El suelo presenta cadenas de cráteres y depresiones graben.

Mimas interactúa por resonancia con los anillos de Saturno (división de Cassini).