TRABAJO DE CCMC:

JÚPITER



EL PLANETA JÚPITER

-INTRODUCCIÓN:

Júpiter es el planeta mas grande del Sistema Solar. Es el quinto planeta del Sistema Solar. Su nombre viene del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).

Es un planeta de los llamados gaseosos o exteriores, ya que tienen un núcleo rocoso pero la mayor parte del planeta es gaseoso. También son los mas alejados del Sol.

Es el segundo planeta mas brillante, después de Venus.

Júpiter esta formado principalmente de Helio eHidrógeno. En la atmósfera se puede apreciar la Gran Mancha Roja, un enorme anticiclón que esta en su hemisferio sur, forma nubes en bandas y zonas, y vientos que pueden alcanzar hasta los 504 km/h.

Estados Unidos ha enviado seis sondas espaciales a Júpiter.

- CARACTERÍSTICAS GENERALES

La masa de Júpiter es la mayor del Sistema Solar, unas 2.47 veces mayor a la de todos los planetas del Sistemas Solar unidos, pero no es el planeta mas masivo que se conoce.
Su rotación es mas rapida que la de los demas planetas del Sistema Solar, gira sobre sí mismo en diez horas, gracias al campo magnético del planeta. Su diametro es de 142.984 Km.

La atmósfera del planeta esta dividida en zonas con vientos de rotación de 9 horas, 50 minutos y 30 segundos en la zona ecuatorial y, vientos de rotación de 9 horas, 55 minutos y 40 segundos en el resto del planeta.

El planeta posee una formación meteorológica denominada la Gran Mancha Roja, facil de ver por su tamaño mayor que el planeta Tierra.

Su órbita esta situada a unos 750 millones de kilómetros del Sol, aproximadamente. Es decir, mas de cinco veces la distancia de la Tierra al Sol.

MASA

El baricentro que Júpiter forma con el Sol se encuentra por encima de la superficie del planeta.
Su diametro es once veces mayor al del planeta Tierra (Fig.1), pero es menos denso.

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Fig.1: Diametro de Júpiter frente al de la Tierra.

El volumen de Júpiter es 1.317 veces el de laTierra y la masa es 318 veces mayor.

Si Júpiter tuviera 75 veces su masa, provocaría reacciones de fusión de Hidrógeno, y por lo tanto, se convertiría en una estrella, ya que la enana roja mas pequeña que se conoce en el universo tiene un 30 por ciento mas de radio que Júpiter.

Este planeta irradia 1 veces mas calor del que recibe desde el Sol, que es muy poco debido a su lejanía a la estrella. Ésta diferencia de calor es provocada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante un encogimiento. Esto hace que el planeta tenga una importante fuente de energía interna. En consecuencia, este planeta se contrae unos dos centímetros cada año. En un principio, el diametro de Júpiter era el doble del actual.

Si tuviera 4 veces su diametro, el interior podría comprimirse por las fuerzas gravitacionales mayores, lo que llevaría a una gran disminución de su volumen, independientemente del incremento de su masa. De esta manera, Júpiter sería capaz de alcanzar uno de los diametros mas amplios de lo que un planeta con sus características y evolución podría llegar a alcanzar. Si continuara la disminución del volumen y el incremento de la masa, se podría alcanzar la combustión estelar, como en las enanas marrones (estrellas menos brillantes en cuyo interior se halla materia degenerada, con núcleos y electrones apretujados en una mezcla), con una masa 50 veces mayor que la de Júpiter. Por esto, algunos científicos lo denominan como “estrellafracasada”.

La fuerza de la gravedad en Júpiter es 2 veces mayor que la gravedad de la tierra. Es decir, si un objeto en la Tierra pesa 10 Kg, en Júpiter pesa 24 Kg.

DENSIDAD

Júpiter es el planeta mas denso, aunque su densidad es baja respecto a su masa. Su densidad promedio es de 133gr/cm cúbico. Esta densidad es aproximadamente un ¼ que la de la Tierra.

TEMPERATURA:

En la parte superior del planeta, la temperatura es de unos -145º C. La temperatura aumenta con la profundidad hasta los 21ºC, donde la presión atmosférica es 10 veces mas grande que en la Tierra. Los científicos piensan que si en Júpiter existe algo de vida debe estar a este nivel, y que esa vida estaría en el aire porque a ese nivel no hay superficie sólida. Pero nunca se ha encontrado nada que pruebe la existencia de vida en este planeta.

En el centro del planeta a temperatura alcanza los 24.000º C, es decir temperaturas mas altas a las que existen en la superficie del Sol. Se cree que esto se debe a que cuando se formó el Sistema Solar, se produjo tanto calor al formarse Júpiter que este calor todavía lo irradia el planeta.

- ATMÓSFERA

El interior líquido del planeta no se encuentra separado de la atmósfera (Fig.2) por ninguna frontera clara, esta transición se produce de manera gradual.

Júpiter esta compuesto en un 87 por ciento de Hidrógeno y por un 13 por ciento de Helio, ademas contiene Metano, Etano, Germanio, Fosfina, Monóxido deCarbono, Acetileno, Vapor de Agua, Amoníaco y Sulfuro de Hidrógeno, cada una en un 0,01 por ciento.

En la parte superior de la atmósfera hay capas nebulosas en las que se forman violentas tempestades.

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Fig.2: Atmósfera de Júpiter.

BANDAS Y ZONAS

El primer estudio sistematico sobre la atmósfera de Júpiter fue realizado por A. S. Williams en 1896.

La atmósfera de este planeta esta dividida en cinturones oscuros denominados Bandas y regiones claras denominadas Zonas, ambas en la direccion de los paralelos. Estas Bandas y Zonas delimitan los sistemas de corrientes de viento que se alternan en dirección con la latitud y son, en general, de gran intensidad. Por ejemplo, en la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden alcanzar los 500 Km/h.

LA GRAN MANCHA ROJA

La Gran Mancha Roja (Fig.3) es una gran formación meteorológica descubierta por Robert Hooke en 1664. Esta formación varía mucho de color y de intensidad.
A finales del siglo XIX en el Observatorio Yerkes obtuvieron unas imagenes que muestran una mancha roja alargada que ocupa el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, tiene un color rojo intenso, lo que hace que se distinga muy bien, pero otras veces palidece y casi no se ve.

Antes, se pensaba que la Gran Mancha Roja era una gigantesca montaña o una meseta que sobresalía por encima de las nubes. En el siglo XIX se constató espectroscópicamente que la atmósfera deeste planeta estaba compuesta por Hidrógeno y Helio y que era un planeta fluido, por lo que se desecho la idea de que este fenómeno meteorológico pudiera ser una montaña.

La Gran Mancha Roja tiene actualmente un tamaño de unas dos veces y media el planeta Tierra. Este anticiclón es muy estable en el tiempo y los vientos de la periferia alcanzan una intensidad de 400 Km/h. Y lleva azotando el planeta desde hace, aproximadamente, tres siglos.

En marzo del 2006, se descubrió otra mancha roja de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. Esta segunda mancha apareció a partir de la fusión de tres óvalos blancos que estaban presentes en Júpiter desde los años cuarenta. Estos óvalos llamados BC, DE y FA, se unieron en uno solo entre los años 1998 y 2000. De esta unión resultó el Óvalo Blanco BA. En el año 2006, el color de este óvalo evolucionó hacia los mismos tonos rojizos que la Gran Mancha Roja.

El color rojizo de las manchas puede deberse a la elevación hasta la atmósfera de los gases del interior del planeta, lo que hace que interaccionen con la luz solar.
Las mediciones de infrarrojo indican que las manchas se encuentran por encima de las nubes principales. Por tanto, la segunda mancha roja puede estar ganando fuerza, y por eso pasa de Óvalo Blanco a mancha roja.

Fig.3: La Gran Mancha Roja.

ESTRUCTURA DE NUBES

En la parte superior de Júpiter, las nubes estan formadas por amoniaco en forma de cristal congelado. Elcolor de este planeta se da por algún tipo de agente colorante desconocido, algunos científicos piensan que puede ser algún compuesto de azufre o fósforo.

En el interior del planeta las nubes son mas densas y de un compuesto químico llamado Hidrosulfuro de Amonio. Posiblemente, en el interior, se encuentre una capa, a una presión de 5 o 6 Pa, de nubes mas densas de agua. Esto lo sabemos por la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a esta presión. Estas tormentas conectivas pueden extenderse hasta los 150 Km en vertical.
-ESTRUCTURA INTERNA (Fig.4)

Júpiter, debido a su baja densidad, tiene que ser rico en materiales mas ligeros que los metales.

El Hidrógeno, el Helio y el Argón se encuentran comprimidos progresivamente en este planeta.

A profundidades de unos 20.000 Km, con presiones de mas de 2 millones de atmósferas, el Hidrógeno molecular se comprime, liberando a su único electrón, hasta convertirse en un líquido metalico, muy buen conductor de la electricidad.

Mas abajo, debe existir un núcleo rocoso que ocupa solo un 1% del volumen del planeta y que esta formado por materiales mas densos y helados, con una masa de unas siete tierras. También se piensa que puede que no tenga núcleo central, o que este núcleo fue mayor, en un principio, y que las corrientes conectivas de Hidrógeno metalico hicieron que perdiera masa.

Un estudio del potencial gravitatorio del planeta por ondasespaciales, determinó que en este planeta existen varias capas de colores de nubes a diferentes alturas. Existen nubes blancas formadas por cristales de Amoniaco congelado, nubes mas oscuras y bajas formadas por otros productos químicos en los cinturones y nubes muy bajas de color azulado.

Debido a la existencia de energía en el interior de Júpiter, su interior debe estar caliente. Los científicos predicen que a unos 100 Km de profundidad, la temperatura debe ser desde los 400º K hasta los 1.200º K, a profundidades de 500 Km.

Se considera que Júpiter tiene una estructura interna de cilindros concéntricos que no giran a la misma velocidad (los externos mas rapido que los internos). La misión JUNO, que realizara en el 2011 podra determinar la estructura interna del planeta.

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Fig.4: Estructura interna del planeta.

-CAMPO MAGNÉTICO

Júpiter actúa como un gran iman al igual que otros muchos planetas como la Tierra.
Este magnetismo se extiende en el espacio alrededor del planeta, es lo que se denomina el campo magnético. Este campo magnético es la estructura mas grande del Sistema Solar, y es aproximadamente 14 veces mas fuerte que el del planeta Tierra.

Los científicos no saben porque los planetas producen estos campos magnéticos tan grandes, piensan que se debe al movimiento de las partículas cargadas eléctricamente.
Estas partículas se recogen en el campo magnético y en los polos forman impresionantes auroras.

Lamagnetosfera es una región del espacio donde el campo magnético actúa como un escudo, protegiendo al planeta del viento solar, un flujo de partículas cargadas del Sol. Estas partículas son protones y electrones que van a velocidades de 500 Km/seg. Las partículas quedan atrapadas en la magnetosfera, cerca de los polos del campo magnético. Por donde el planeta esta mas alejado del Sol, la magnetosfera tiene una enorme cola magnética de 700 millones de Km de largo, mas alla de la órbita de Saturno.

Este campo magnético (Fig.5) se da debido a que en el interior del planeta, el Hidrógeno se comporta como un metal, por lo tanto, conduce muy bien los electrones, y la rotación del planeta produce corrientes que producen el campo magnético.

El campo magnético de Júpiter es mas fuerte que el de la Tierra porque la masa del planeta es mayor y la rotación es mas rapida.

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Fig.5: Campo magnético.

-ÓRBITA Y ROTACIÓN

Júpiter gira alrededor del Sol en una órbita ligeramente elíptica. En dar una vuelta completa, tarda 4333 días, 11 años terrestres.

También gira alrededor de su eje, lo hace mas rapido que cualquier otro planeta, en 9 horas y 56 minutos. Esta velocidad de rotación, los científicos, no la pueden medir directamente, lo hacen con las ondas de radio que emite el planeta.

Esta rapida rotación hace que el ecuador se abulte y los polos se aplanen, por lo que el diametro del planeta es, aproximadamente, un 7 por cientomayor en el ecuador que en los polos.

-ANILLOS

Júpiter tiene un único y sencillo sistema de anillos (Fig.6) compuesto por tres anillos delgados que giran alrededor del ecuador: un halo interno, un anillo principal y un anillo Gossamer. Estos anillos son muy tenues y mucho mas débiles que los de Saturno. Estan compuestos por partículas de polvo fino que fueron lanzados al espacio en el impacto de los cuatro satélites interiores de Júpiter: Amaltea, Metis, Adrastea y Tebe.

El halo interior, de forma de toro, y se extiende de manera radial desde los 92.000 Km hasta los 122.500 Km desde el centro del planeta. Esta formado por partículas que vienen del anillo principal que salían hacia afuera cuando caían en el planeta.

El anillo principal es el mas brillante y va desde el borde del halo hasta los 128,940 Km, dentro de la órbita de Adrastea. En la órbita de Metis, el anillo se atenúa.

El anillo Gossamer esta compuesto por dos anillos muy tenues: el anillo Amaltea Gossamer y el anillo Tebe Gossamer. El primero es el mas interno y va desde la órbita de Adrastea hasta la de Amaltea, a 181.000 Km del centro de Júpiter. Y el segundo es mas tenue y va desde la órbita de Amaltea hasta la de Tebe, a 221.000 Km

Los anillos y las lunas de Júpiter se mueven en el interior de la magnetosfera.
Estos anillos fueron descubiertos en marzo de 1979

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Fig.6: Anillos de Júpiter.

-SATELITES

LOS SATÉLITES GALILEOS:

Lossatélites galileanos (Fig.7) son los cuatro satélites de Júpiter y su descubridor fue Galileo Galilei en 1610. Estos satélites se llaman: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto
Dentro de los satélites de Júpiter son los mas grandes, y son visibles inclusive con telescopios de baja potencia.
Fueron vistos por Galileo el 7 de enero de 1610. Este descubrimiento confirmó la teoría heliocéntrica de Copérnico.

S. Laplace advirtió que Ío, Europa y Ganímedes tienen una configuración dinamica llamada resonancia de Laplace. Cuando Ganíemedes da una vuelta completa alrededor de Júpiter; y por cada vuelta de Europa, Ío da otras dos.

Esta serie de imagenes de los Satélites Galileanos muestra imagenes de las lunas tomadas por la nave espacial Galileo. Los detalles de sus superficies aparecen en las dos últimas filas de esta serie, incluyendo características producidas por vulcanismo, hielo y crateres.

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Fig.7: Satélites galileanos.

-IO
Satélite mas cercano a Júpiter, con una distancia media de 421 600 km.

En su superficie, existen mas de 400 volcanes activos. Es el objeto con mayor actividad geologíca del Sistema Solar.

El satélite posee una atividad volcanica tan grande que ha borrado todas las señales de crateres en su superficice, por lo que es imposible deducir la edad de este satélite.

Esto se debe al calentamiento por marea por una gran fricción provocada en el interior del satélite, estos volcanes producen nubes de azufre ydióxido de azufre.También existen mas de 100 montaña algunas mas alta que el monte Everest y posee también lagos de azufre fundido, calderas volcanicas y flujos extensos de una material fluido poco viscoso.

Esta actividad volcanica se produce por los efectos de marea al estar los tres satélites en resonancia orbital, también llamada resonancia de Laplace.

Las erupciones de Ío pueden lanzar material a mas de 300 km de altura. Al poseer una gravedad muy baja este material es expulsado de la superficie concentrandose en un anillo que cubre su órbita. Una parte de este material es atrapado por el intenso campo magnético de Júpiter al ser ionizadas. Esto lo podemos apreciar en longitudes de onda ultravioletas formando las auroras jovianas.

Observando con infrarrojos desde la Tierra la superficie de Ío podemos observar que las zonas mas calientes en las que hay flujos de lava alcanzan temperaturas de hasta 2000k (1827ºC)

Ío carece casi por completo de agua y posee una fina atmósfera de dióxido de azufre y otros gases.
Estudiando la densidad que es de aproximadamente 3 gr/cm3 la presencia de hierro es de aproximadamente 5 y la de silicato 3. Por lo tanto el interior debe de estar hecho de material rocoso y azufre.

Ío se compone principalmente de rocas de silicato, composición parecida a la de los planetas telúricos, alrededor de un núcleo de hierro derretido que posee un radio de unos 900 km.

El núcleo al estar compuestode elementos metalicos pesados, como el hierro, da lugar a la magnetosfera de este satélite.

-EUROPA

Es el menor de los satélites galileanos.
Su composición es principalmente de roca silícea y en su exterior posee una capa de agua de unos 100 km de espesor, una parte en hielo y bajo esta capa océanos líquidos, así que este satélite sería capaz de albergar vida. Es posible que también tenga un pequeño núcleo metalico de hierro.

Su superficie es lisa, con pocos accidentes geograficos, solo tiene tres crateres mayores de 5 km de diametro. Se considera que su superficie no debe tener mas de 30 millones de años. Por lo tanto su superficie sería comparable con un océanos helado de la Tierra.

Su temperatura es de 110K (-160ºC) en el ecuador y de 50k (-210ºC) en los polos.

Su corteza de hielo sólido tiene un espesor de entre 10-30 km, por lo tanto, el océano líquido puede tener una profundidad de 90 km.

En su superficie se encuentra una serie de vetas oscuras que se entrecruzan. Las mayores tienen unos 20 km y se pueden apreciar unas orillas externas con una franja central de material mas claro que se pueden haber producido por una serie de erupciones volcanicas o geiseres. Se piensa que esto se produce por las fuerzas de marea producidas por Júpiter.

Otra característica de su superficie son las pecas o superficie circulares. Su formación puede ser debida alascender bloques de hielo mas calientes sobre las zonas dehielo mas frío de la corteza. Las manchas oscuras lisas se habrían formado por agua líquida del interior que sale al fracturarse la superficie del hielo. Y las pecas irregulares son comparables a los icebergs de un mar congelado en la Tierra.

Su atmósfera, observada por el telescopio espacial Hubble, nos enseña que Europa tiene una atmósfera tenue compuesta de oxígeno, casi con toda seguridad de origen no biológico., que probablemente se han formado por la luz del Sol y partículas cargadas al chocar con su superficie helada que produce vapor de agua, que mas tarde se divide en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno de la gravedad de Europa pero no el oxígeno.

La sonda Galileo nos demuestra que Europa (Fig.8) tiene un campo magnético débil y que varia periódicamente por el intenso campo magnético de Júpiter.

También existen pruebas que por debajo de la superficie de Europa existe un material conductor, que podría ser un océano salado.

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Fig.8: Europa.

La nave espacial Galileo tomó estas fotografías de Europa. Europa es una de las muchas lunas de Júpiter. A la izquierda se encuentra la imagen original. A la imagen de la derecha se le agregó color para resaltar las características de la superficie. La superficie de Europa es inusualmente lisa.

-GANÍMEDES

El satélite Galileano mas grande es Ganímedes (Fig.9) con un diametro de 5,268 kilómetros, así como el del Sistemas solar., incluso es mayor que el planetaMercurio.Su superficie esta compuesta de silicatos y hielo.

Según las observaciones de la nave orbital Galileo, Ganímedes posee una estructura en tres capas:
- Un pequeño núcleo de hierro fundido o de hierro y azufre en el centro
- Un manto de sílice rocoso
- Una corteza helada en el exterior

Al descubrir que el centro es metalico, es posible un mayor calentamiento de Ganímedes de lo imaginado.
Su superficie es una mezcla de dos tipos de terreno
- Uno muy viejo y craterizado.
- Unas regiones oscuras y algo mas jóvenes de origen tectónico.
La corteza parece estar dividida en placas tectónicas tales como las de la Tierra que pueden moverse y producir cordilleras. Así como flujos de lava ya solidificadas por lo tanto este satélite puede ser mas parecido a la Tierra mas que cualquier planeta del Sistema Solar.
Su edad puede ser de unos 3-3.5 mil millones de años, similar a los de la Luna. Estos crateres suelen ser bastante llanos y esto es debido a la naturaleza relativamente débil de la corteza helada de Ganímedes.
Es de importancia la llamada llanura Galileo Regio así como una serie de anillos concéntricos provocados por un crater de impacto ya antiguo aunque en la actualidad se encuentran muy borrados por la actividad geológica.
El telescopio espacial Hubble, ha descubierto evidencias de oxígeno en su tenue atmósfera, el cual se produce a partir de la radiación sobre el hielo superficial de Ganímedes que lodescompone en hidrógeno y oxígeno y perdiéndose el hidrógeno en el espacio por su baja masa atómica.
También se ha descubierto que posee su propia magnetosfera, resultante del movimiento del material conductivo en su interior.
También se cree que pueda existir una capa de agua líquida con gran concentración de sal.
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Fig.9: Ganímedes.
-CALISTO
Calisto (Fig.10), con un diametro de 4,806 kilómetros, es el tercer satélite mas grande del sistema solar. Es el sistema galileano mas alejado de Júpiter, por lo tanto no esta afectado por la resonancia orbital que si afecta a los otros tres satélites.
La rotación de Calisto es síncrona, esto quiere decir que su período orbital es igual a su período de rotación. La duración de un día calistiano, es de unos 16.7 días terrestres. Posee una órbita poco excéntrica y poco inclinada que cambia casi periódicamente a causa de las perturbaciones solares y planetarias.
Nunca ha sufrido un calentamiento apreciable por fuerzas de marea y esto a supuesto consecuencias en la evolución de su estructura interna. Su distancia con respecto a Júpiter también determina que a diferencia de los otros grandes satélites de Júpiter, ha tenido menor efecto la irradiación de partículas cargadas sobre su superficie.
Su densidad media es de 1 gr/cm3, y esto nos indica que esta compuesto de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada y algunos hielos volatiles como amoniaco. No se conoce lacomposición exacta de su parte rocosa pero probablemente esté formada de rocas ordinarias de condritas (rocas meteóricas) que tienen bajo contenido de hierro metalico y abundancia de óxido de hierro.
Su superficie refleja el 22 por ciento de la luz que le llega.
La composición de su superficie es muy similar al resto de la composición del satélite. Las sondas infrarrojas y ultravioletas obtenidas por la sonda galileo revela materiales independientes del hielo en su superficie
- Hidrosilicatos de hierro y magnesio
- Dióxido de carbono
- Dióxido de azufre
- Posiblemente amoniaco y diversos compuesto organicos
Por lo tanto su superficie es extremadamente heterogénea, con zonas de agua helada entremezcladas con zonas con una combinación de rocas y hielo y extensas areas oscuras de materiales independientes del hielo.
La superficie de Calisto es asimétrica, el hemisferio que muestra la cara hacia el movimiento orbital, o hemisferio principal, es mas oscuro que el hemisferio atrasado, ya que se piensa que este hemisferio es abundante en dióxido de carbono. Mientras que el principal, es mas abundante en dióxido de azufre.
Calisto posee una desgastada superficie que rodea una fría, rígida y congelada litosfera de un grosor de entre 80-150 km. Al estudiar el campo magnético de Júpiter y sus satélites, se considera que puede tener un océano salado de entre 50 a 250 km de grosor por debajo de la corteza. Calisto se comportacomo una esfera conductora de electricidad, ya que el campo magnético de Júpiter no puede penetrar dentro del satélite.
Bajo la litosfera y el supuesto océano, su interior parece estar compuesto de rocas y hielo comprimido existiendo mas rocas cuanta mas profundidad. Por el momento de inercia y la densidad de Calisto podría existir un pequeño núcleo formado por silicatos en el centro del satélite, cuyo diametro no debería sobrepasar los 1200 km
La superficie de Calisto es una de las que posee mas número de crateres. Su superficie esta tan llena de crateres que no se podrían formar nuevos sin perjudicar a los antiguos.
No se encuentran montañas, ni volcanes, ni otros accidentes geograficos de caracter tectónico.
Podemos clasificar su superficie en carias zonas geológicas
- Llanuras con crateres, que forman la mayor parte de su superficie y corresponden a la antigua litosfera.
- Llanuras claras, en la que se encuentran los brillantes crateres de impactos recientes como los crateres Burr y Lofn, así como restos difusos de viejos crateres llamados palínpsestos.
- Llanuras brillantes y lisas, que son terrenos muy fracturados y rugosos que no presentan signos de haber sido recubiertos.
Dentro de los accidentes geológicos los mas importantes son, las cuencas con múltiples anillos de las cuales dos son enormes
- Valhalla, es la mayor con una región brillante central de 600 km de diametro y una serie de anillos que seextienden a 1800 km del centro.
- Asgard, que mide unos 1600 km
La formación de estos anillos se debió probablemente a una fracturación concéntrica de la litosfera después de un impacto.
Otros accidentes geograficos importantes son las catenae, largas cadenas de crateres de impacto en línea recta.
La edad relativa de las distintas regiones podemos determinarla por la densidad de los crateres de impacto. Cuantos mas crateres, mas antigua es la zona. La edad absoluta no se ha podido determinar pero las llanuras con crateres tendrían una edad aproximadamente de 4500 millones de años.
Calisto tiene una atmósfera muy tenue compuesta principalmente de dióxido de carbono y probablemente oxígeno. Al tener una atmósfera tan escasa, las moléculas escaparían en solo cuatro días por lo que se supone, debe existir algún fenómeno que reponga el CO2 que se pierde.
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Fig.10: Calisto.

SATÉLITES MENORES

Ademas de los satélites galileanos, Júpiter tiene 63 satélites, los menores se dividen en dos grupos:

-Grupo de Amaltea: son cuatro satélites que giran en orbitas internas a los satélites galileanos. Son
• Metis: es el que gira mas cerca del planeta. Fue descubierto en 1979 y esta en el anillo planetario principal. Todavía no se tiene demasiada información sobre él.
• Adrastea: es el segundo satélite mas cercano al planeta. También esta en el anillo planetario principal y es el mas pequeño de este grupo.
• Amaltea: es elprincipal satélite de este grupo. Fue descubierto en 1892 y también es conocido con el nombre de Júpiter V. Su órbita es casi circular y pertenece al anillo de Amaltea. Es de color rojo y en su superficie existen cientos de crateres y de montañas.
• Tebe: es el planeta mas externo de este grupo. Tiene tres o cuatro crateres de impacto muy grandes.


- I MPACTO DEL COMETA SHOEMAKER-LEVY 9:

Los astrónomos Eugene Shoemaker, Carolyn Shoemaker y David H. Levy descubrieron, en marzo de 1993, que un cometa se estaba acercando a Júpiter. Este cometa fue llamado Shoemaker-Levy 9.

Cuando lo descubrieron, el cometa se había separado en 21 piezas, al pasar cerca de Júpiter. Hicieron algunos calculos, y predijeron que el cometa impactaría contra la atmósfera de Júpiter en julio de 1994. Así fue, el fragmento mayor cayó sobre el planeta el 20 de julio de 1994. El cometa estalló contra el planeta en una cadencia de un impactocada seis horas.

El impacto (Fig.11) fue observado por la sonda Galileo, que estaba acercandose al planeta aún (a unos 240 millones de Km.), y con el potente telescopio Hubble, que esta en órbita alrededor de la Tierra.

Los científicos calculan que el diametro del cometa antes de la fragmentación, era de entre 3 y 9 Km, un tamaño pequeño que si no fuese por su fragmentación habría pasado desapercibido. Los fragmentos que colisionaron eran de entre 0 y 4 Km de diametro.

Los impactos causaron grandes explosiones, que causaron la dispersión de los restos del cometa en grandes areas, algunas de diametros superiores al diametro terrestre. Durante varios años se pudieron observar los restos del cometa, en forma de partículas fina, en la alta atmosfera del hemisferio Sur del planeta.

Se cree que Júpiter perturba regiones cometarias de la nube de Oort por su gran masa, y atrae a la mayoría de los cometas que colisionan en el Sistema Solar. Pero también los acerca sobre sí mismo, por lo que no sabemos si Júpiter afecta en la colisión de cometas con la Tierra.

Si un cometa como este colisionara en la Tierra, produciría una neblina que enfriaría la atmosfera y oscurecería el planeta absorbiendo la luz solar. Si esta neblina se mantuviera durante bastante tiempo, muchas plantas morirían y, en consecuencia, también lo haría personas y animales.

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Fig.11: Impactos del cometa Shoemaker-Levy 9.

-IMPACTOS RECIENTES

AnthonyWesley el día 19 de julio de 2009, descubrió una mancha negra, en la atmósfera de Júpiter, con un diametro aproximado al de la Luna en la zona subpolar sur. Se cree que un impacto asteroidal fue la causa de este fenómeno en el planeta.

El objeto que causó el impacto, provocó una subida de la temperatura en las capas altas de la atmósfera en el lugar de impacto y una gran nube de polvo que forman la mancha del gran impacto y que aún sigue siendo observable. Por ahora, se desconoce si el causante del impacto fue un cometa o un asteroide.

El 3 de junio de 2010, Anthony Wesly y Christopher Go, observaron la aparición de un haz de luz en una región correspondiente al impacto de menor tamaño que en 2009. El flash, de pocos segundos de duración, se produjo en latitudes ecuatoriales, y por el momento no parecer haber dejado materiales observables en la atmósfera de Júpiter.

-FORMACIÓN DE JÚPITER

Las teorías de la formación de este planeta son de dos tipos:

- Formación a partir de un núcleo de hielo, proporcionalmente 10 veces la masa terrestre capaz de atraer y acumular el gas de una nebulosa protosolar.

- Formación por colapso gravitatorio, como en una estrella.

Estos dos modelos son diferentes a los modelos normales de formación de planetas del Sistema Solar y de los planetas extrasolares. En los dos casos, los modelos no explican el tamaño ni la masa total del planeta, ni su distancia orbital, queindica que Júpiter no se movió de la región de formación, ni la composición química de su atmósfera, principalmente enriquecida de gases nobles. El estudio de la estructura interna de este planeta, presencia o ausencia de núcleo interno, permitiría diferenciar ambas posibilidades.

Las propiedades internas del planeta se exploran remotamente a partir de perturbaciones gravitatorias detectadas por una sonda espacial.

-EXPLORACIÓN ESPACIAL DE JÚPITER

Júpiter lleva siendo explorado desde los años 70 en diferentes misiones:

MISIONES PIONEER:

La nasa había diseñado 5 naves Pioneer, pero solo fueron lanzadas dos. La misión Pioneer finalizó cuando recibimos la última transmisión de la nave Pioneer 11, el 30 de septiembre de 1995.

PIONEER 10

La sonda Pioneer 10 fue lanzada hacia Júpiter el 3 de marzo de 1972 desde el Cabo Cañaveral, y fue la primera nave que voló hacia allí. Ademas, fue la primera nave que sobrepasó los límites del Sistema Solar.

Los objetivos de esta misión eran explorar Júpiter y Saturno y buscar vida inteligente. Para ello, llevaba una placa (Fig.12) diseñada por Carl Sagan y Frank Drake y dibujada por Linda Salzman Sangan, donde se explica la situación de la Tierra, la fecha de construcción de la nave y el dibujo de un hombre y una mujer, para que otras civilizaciones espaciales supieran algo mas sobre nosotros.

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Fig.12: Placa para los extraterrestres.

Esta nave pasó por Júpiter el 3 dediciembre de 1973 y consiguió las mejores imagenes hasta la fecha de la atmósfera del planeta. Se obtuvo información acerca de la temperatura de la atmósfera y la altura de las nubes superiores. También obtuvieron información sobre los cinturones de radiación y el campo magnético.

La nave era de aluminio y pesaba 358 Kg en el despegue. En el centro tenía un anillo hexagonal donde llevaba un sistema de radio. También llevaba una antena parabólica para las comunicaciones con la Tierra.

La NASA dio por finalizada esta misión en 1997 porque ya las emisiones eran muy débiles, aunque la última que se registró fue el 23 de enero del 2003, cuando estaba a 12 mil millones de Km de la Tierra.

PIONEER 11

Fue lanzada desde el Cabo Cañaveral el 5 de abril de 1973, con una trayectoria similar a la de la sonda Pioneer 10.

Sobrevoló Júpiter el 4 de diciembre de 1974 y tomó imagenes de la Gran Mancha Roja, observó las regiones polares y determinó la masa de Calisto.

Como en la misión Pioneer 10, la nave Pioneer 11 llevaba una placa dirigida a los extraterrestres que se encontrasen.

MISIONES VOYAGER

Estas misiones estudiaron los satélites galileanos y contribuyeron al descubrimiento de los anillos de Júpiter. Son mas modernas que las Pioneer.

VOYAGER 1

Fue lanzada el 5 de septiembre de 1977 (Fig.13), desde el Centro Espacial Kennedy de la NASA en el Cabo Cañaveral, Florida. Su misión era, en un principio, visitar Júpiter ySaturno, pero, actualmente, su misión continúa estudiando los límites del Sistema Solar.

Esta sonda espacial pesa 722 Kg y es el objeto, creado por el hombre, que esta mas lejos de la Tierra y el que viaja mas rapido, mas incluso que otras misiones posteriores.

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Fig.13: Lanzamiento de la Voyager 1.

Pasó por Júpiter en enero de 1979, cuando mas cerca estuvo fue el 5 de marzo de ese año (a 278.000 Km) y su misión allí no terminó hasta abril. Tomó 19.000 fotografías (Fig.14).

Observó las lunas del planeta, los anillos, el campo magnético y la radiación. Descubrió actividad volcanica en Io, una luna de Júpiter, ya que estuvo a 18.640 Km de ella.
Descubrió en la luna Europa unas estrías, que pensaron que tuvieron su origen en actividades tectónicas.
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Fig.14: Fotografía tomada desde Voyager 1.

VOYAGER 2

Esta nave se lanzó el 20 de agosto de 1977 (Fig.15), en un cohete Titan-Centauro y es idéntica a la sonda Voyager 1. En un principio, ambas pertenecían al programa Mariner.

Esta nave descubrió que el Sistema Solar tiene forma ovalada, no esférica, el 10 de diciembre de 2007.
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Fig.15: Lanzamiento de la Voyager 2.

El 9 de julio de 1977 estuvo en su punto mas cercano a Júpiter, a 570.000 Km.
Descubrió el sistema de anillos del planeta y fotografió los volcanes de Io, esto fue lo que mas impresionó de la misión. Encontraron nueve erupciones.

Gracias a esta nave, también descubrieron que laatmósfera esta formada por Helio e Hidrógeno y que el planeta irradia mucha mas energía de la que recibe, lo que explicaba la existencia de la Gran Mancha Roja.

También descubrieron que las estrías de Europa eran fracturas de una capa de hielo que cubre un océano interior. Y observó en Ganímides, el mayor satélite del Sistema Solar, que presenta dos tipos de terreno: uno cubierto de crateres y otro estriado.

Ademas vieron que Calisto tenía una corteza de hielo con crateres y anillos originados en grandes impactos. Se descubrieron también las lunas: Adrastea, Tebe y Metis.

Esta sonda salió del Sistema Solar en 2007, y se espera recibir información de ella hasta el 2030.

SONDA ULYSSES

La sonda Ulysses fue lanzada en octubre de 1990. La construyó la Agencia Espacial Europea para estudiar las regiones polares del Sol. Pensaron el usar la potencia gravitacional de Júpiter para que la sonda llegara a las regiones polares del Sol.

Pasó cerca de Júpiter en febrero de 1992. Observaron que el viento solar tiene un gran efecto sobre la magnetosfera.

SONDA GALILEO

La nave Galileo (Fig.16) comenzó su viaje en octubre de 1989. Esta nave lanzó una sonda atmosférica en julio de 1995 y en diciembre de ese mismo año, la sonda entró en la atmosfera de Júpiter midiendo las cantidades de agua y otras sustancias químicas, la densidad, la temperatura, la presión y las velocidades de los vientos.

En 1995, Galileo entró en órbitaalrededor de Júpiter y observó los grandes satélites del planeta. La misión fue ampliada en 1997 y, posteriormente, en 1999. Pero en 2003, los administradores de la misión, hicieron que Galileo se estrellara en la atmosfera de Júpiter, debido al riesgo de choque con otra nave y la contaminación de la luna Europa.

La nave mostró en Europa un océano bajo su superficie capaz de albergar vida y descubrió un cinturón magnético entre las nubes altas de la atmósfera y los anillos.

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Fig.16: Sonda Galileo

MISIÓN CASSINI (2000)

Esta misión se dirigía hacia Saturno, pero al pasar por Júpiter tomó unas 26.000 imagenes (Fig.17). En marzo de 2003, descubrió que los cinturones oscuros se alternan con las zonas iluminadas de la atmósfera.

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Fig.17: Júpiter desde su polo sur (foto tomada por la nave Cassini).

MISIÓN NEW HORIZONS (2006)

Esta misión fue a Plutón, pero se acercó a Júpiter para buscar asistencia gravitatoria.
La nave hizo las primeras fotografías del planeta el 4 de septiembre de 2006 y el punto en el que estuvo mas cerca fue el 28 de febrero del 2007.

La nave midió las lunas interiores y los volcanes de Io y estudió los satélites galileanos, la pequeña mancha roja, la magnetosfera y el sistema de anillos.

-BIBLIOGRAFÍA
https://www.esacademic.com
https://www.solarviews.com
https://www.ecojoven.com
https://www.nasa.gov

-TRABAJO REALIZADO POR:

Lorena Bonachera Hermoso

Mª Cristina Rodríguez Lizón