SATÉLITES PLANETARIOS

Los planetas principales poseen distinta cantidad de satélites. El número de satélites planetarios del Sistema Solar aún no se considera completo, ya que continúan encontrándose nuevos. No se conocen lunas en Mercurio ni en Venus y tampoco ningún satélite que posea una luna. Aunque estamos acostumbrados a la visión de nuestra luna, que es un cuerpo esferoidal, en general los satélites de los planetas principales suelen presentar formas irregulares o ser sumamente achatados. Lo distintivo, en todo caso, es que las lunas de otros mundos están “unidas” a los mismos por las fuerzas de gravitación. Las lunas de los planetas se mueven alrededor de los mismos soportando diversas fuerzas; si los planetas fueran esferas perfectas, aquellas se desplazarían en órbitas perfectamente elípticas. Como los planetas están deformados a causa de su rotación intrínseca, presentan un abultamiento ecuatorial. Este efecto, conjuntamente con las fuerzas de atracción de otras lunas del mismo planeta, y la acción gravitatoria del Sol, determinan que un satélite posea un movimiento complejo denominado movimiento perturbado.

Respecto al origen de estos astros, existen diferentes teorías (aclarando que no todos los satélites del planeta deben responden a un único tipo de origen). Los astrónomos sugieren 3 maneras en que los satélites pueden haberse formado como tales:

1. Se forma junto con el planeta principal.

2. Se desprendieron del planeta principal a lo largo de su evolución.

3. Se trata de un cuerpo capturado por el planeta principal.

Las lunas de Júpiter

El planeta Júpiter, junto con Saturno, es el que más satélites posee (se han encontrado 16 hasta el momento).

Las lunas de mayor densidad son las más interiores, algo similar a lo que ocurre con los planetas del Sistema Solar; se trata de cuerpos rocosos de los cuales no se tiene mucha información. Las más interiores (Adrastea y Metis) se hallan cercanas al anillo de polvo de Júpiter; Amaltea resulta un mundo de color rojo oscuro, de forma alargada cuyo eje mayor apunta hacia el planeta.

Io, Europa, Calisto y Ganímedes son los llamados “planetas galileanos” por haber sido Galilei quien los observara por primera vez durante sus primeras incursiones (1610). En realidad, los tres mayores, si no se encontraran tan cerca de Júpiter, podrían ser observados a simple vista. Como bien lo notara el propio Galileo, los movimientos de estos satélites alrededor de Júpiter son muy interesantes: Io da una vuelta completa en algo menos de dos días terrestres y Europa en menos de cuatro días; los cambios en sus posiciones pueden advertirse a lo largo de una misma noche de observación. Por su parte, los movimientos de Calixto y Ganímedes pueden observarse a lo largo de siete días.

En un primer momento, Galileo llamó a los satélites de Júpiter astros mediceos, en honor a su protector.

A los ojos de Galileo, el conjunto de satélites de Júpiter simulaba un diminuto sistema solar copernicano y probaba de modo claro que la Tierra no era el único astro que contaba con una luna.

En el sistema de satélites Joviano se producen eclipses cuando los mismos cruzan la zona de sombra proyectada por Júpiter. Casi todas las noches es posible observar uno o más eclipses o tránsitos de las lunas principales.

La medida del instante en que se producen los eclipses de las lunas de Júpiter, le permitió a Olaf Römer, en 1675, medir el valor de la velocidad de propagación de la luz.

Los planetas galileanos han sido objeto de numerosos estudios, tanto terrestres como espaciales: las sondas que viajaron a Júpiter presentaron especial atención a estas lunas.

Io es un cuerpo de coloración rojiza y amarillenta, salpicado de zonas oscuras y claras; su coloración se debe a la presencia de azufre en diferentes estados: azufre sólido monoclínico (rojo), azufre rómbico (amarillo) y hielo de dióxido de azufre (blanco). No se han encontrado cráteres de impacto en su suelo; las naves que se le acercaron lograron detectar volcanes activos, los cuales expulsan material volcánico y cenizas hasta 300 km sobre la superficie de Io. Posee cierta atmósfera , en la cual aparecen dióxido de azufre y sulfuro de hidrógeno.

Europa, por su parte, es un cuerpo casi del mismo tamaño que nuestra Luna, diferenciándose notablemente de ésta en que presenta escasos cráteres sobre su superficie. Su apariencia sugiere que esta recubierta de hielo; las fotografías muestran que su suelo está cruzado por un complejo entramado de líneas oscuras, de varios miles de kilómetros de longitud, semejantes a las grietas que se forman en el hielo de los lagos helados.

La ausencia de cráteres de impacto sobre la superficie es un indicio de que el astro es joven.

Calixto es la luna de menor densidad entre las jovianas. Los estudios indican que en la superficie, compuesta de hielo y material meteórico, existe dióxido de azufre. Esa cubierta de cráteres de impacto; uno de los más grandes que se han podido fotografiar alcanza unos 60 km de diámetro y está rodeado de anillos concéntricos.

De los Galileanos resta Ganímedes, el mayor de los satélites de Júpiter. Su corteza es de hielo (posiblemente de agua) y presenta zonas claras y oscuras; en las primeras se evidencian plegamientos similares a los de la Tierra (lo que sugiere algún tipo de actividad tectónica). Las zonas oscuras, por su parte, se hallan cubiertas de cráteres de impacto y estructuras lineales formadas por el impacto meteórico. Io y Europa son lunas rocosas, mientras que Calixto y Ganímedes presentan una alta proporción de hielo.

A unos 160 radios de Júpiter, se halla un conjunto de cuatro lunas con dimensiones notablemente inferiores a las de los satélites galileanos y que se mueven en órbitas inclinadas a unos 28° respecto al plano ecuatorial del planeta. Al doble de distancia, se hallan otras cuatros lunas diminutas que giran en sentido opuesto, es decir, órbitas retrógradas con unos 150° de inclinación. Los astrónomos consideran que estos pequeños cuerpos son asteroides capturados por la alta gravedad del planeta.

Es probable que con el tiempo, Júpiter llegue a tener más satélites; al ser un planeta de gran masa, su influencia gravitatoria sobre los movimientos de los cuerpos pequeños (esto es, asteroides y cometas) del Sistema Solar es muy grande. Puede que alguno de esos cuerpos menos masivos quede “atrapado” en el entorno de Júpiter convirtiéndose en una nueva luna del mismo. De la misma manera, puede suceder que alguno de sus satélites menores sea destruido por efecto de las poderosas fuerzas de atracción gravitatoria que provoca el planeta. Algo similar ocurría con Saturno y su sistema de lunas.

Las lunas de Saturno

En líneas generales, los satélites de Saturno son de mayores dimensiones que los de Júpiter; en contraposición con el sistema joviano, la densidad de las lunas de Saturno aumenta con la distancia al planeta. La mayoría de sus lunas heladas giran de modo sincrónico con su período de revolución, por lo que muestran siempre la misma cara al planeta. Entre ellos sobresale un astro casi tan grande como Marte: Titán, la segunda luna en tamaño del Sistema Solar (la mayor es Ganímedes, del sistema joviano) y la más masiva. Al igual que nuestra luna, Titán gira sobre sí misma en el mismo tiempo que cumple una revolución alrededor del planeta (en aproximadamente unos 16 días terrestres). Esta cubierto de espesas nubes, las cuales oculta la superficie del planeta; también se ha detectado una capa de polvo de unos 40 Km. de espesor que rodea a Titan a más de 200 Km. de su superficie; la atmósfera de Titán parece estar compuesta de nitrógeno.

La luna Tetis presenta una superficie helada con cráteres; el mayor de los mismos que pudo ser medido tiene un diámetro de más de 400 km. Dione, por su parte, es más densa que Tetis y sus cráteres son menos profundos; su superficie es clara y parece estar compuesta también por hielo. En la zona polar sur de esta luna se ha observado una gran fosa de unos 500 km de longitud; de la zona polar norte, en cambio, se ve una espesa trama de valles. Tetis parece estar compuesta completamente de hielo (de agua y de metano) , mientras que tanto Titán como Dione, parecen están formadas por un 40% de roca y sólo un 60% de hielo.

Mimas muestra un enorme cráter de impacto de más de 140 km de ancho con un borde de más de 5 km de altura y una profundidad de 18 km respecto a la superficie que lo rodea; en el centro de ese cráter hay una montaña de unos 6 km de alto y 30 km de base. Rea se caracteriza por estar cubierta de gran número de cráteres y presentar zonas claras y oscuras, separadas por una línea nítida. Encelado, en cambio no presenta cráteres.

Las lunas de Urano

La mayoría de los satélites de Urano se hallan en su plano ecuatorial, con revoluciones en el mismo sentido que la rotación del planeta; en general se trata de cuerpos pequeños, entre los que sobresale la luna Titania, cuya superficie presenta numerosos cráteres.

Titania, Miranda, Ariel, Umbriel y Oberón fueron las lunas que históricamente se conocían de este planeta (desde fines del siglo XVIII), hasta el arribo a sus cercanías de la nave Voyager II, con cuya información se logró descubrir 10 nuevos satélites, todos en órbitas circulares entre el anillo del planeta y la órbita de Miranda, con excepción de la luna Cordelia, cuya trayectoria se halla entre los anillos.

Las lunas de Neptuno

La mayoría de las lunas de este planeta fueron descubiertas en el aproximamiento de la nave Voyager 2, que permitió detectar seis nuevas lunas ya que sólo se conocían dos: Nereida y Tritón, todas en órbitas circulares, en la misma dirección del movimiento orbital del planeta. Sorprendentemente, una de esas “nuevas lunas” resultó ser de mayores dimensiones que la luna Nereida, descubierta en 1949; probablemente no fue descubierta antes desde la Tierra debido a su extrema cercanía al planeta, lo cual habría provocado que su brillo se perdiera frente al brillo de Neptuno.

La mayoría de las lunas descubierta por la sonda Voyager 2 se ubican cerca del planeta y de su sistema de anillos: tres lunas tienen órbitas entre el anillo interior y el anillo brillante de Neptuno, una luna se halla entre el anillo plateado y el exterior y, finalmente, dos lunas tienen órbitas más allá del anillo exterior.

Las lunas de Marte

Marte tiene dos lunas, las cuales se supone que se formaron al mismo tiempo que el Sistema Solar. Ambas son muy pequeñas y oscuras, y efectúan su revolución en órbitas casi circulares; son de forma irregular, y sus ejes mayores apuntan hacia el planeta. Estas cubiertas de cráteres de impacto. Fobos, el más interior, muestra estrías sobre su superficie de hasta 30 km de longitud, 20 metros de profundidad y 200 km de ancho, las cuales son más marcadas en los alrededores de un enorme cráter, de 10 km de diámetro, denominado Stickney. Por otra parte, este satélite gira con un período inferior al de la rotación del planeta, a consecuencia de lo cual desde Marte se lo ve salir por el Oeste y ponerse por el Este más de una vez en cada día marciano. Algunos astrónomos piensan que tal vez estos satélites sean asteroides ”capturados” por Marte.

Lunas de Plutón

Luego del descubrimiento de Plutón, los astrónomos detectaron perturbaciones en su órbita que, en primer instancia, se adjudicaron a un posible planeta trasplutoniano. En 1978, parte de estas perturbaciones orbitales pudieron explicarse al ser descubierto Caronte, el único satélite natural de Plutón. Como hemos mencionado, Plutón y su luna es el único sistema planetario en rotación y traslación sincrónica.

La luna

Galileo Galilei fue el primero en mirar la Luna con un telescopio en 1609; percibió entonces amplias superficies llanas y oscuras semejantes a océanos y los llamo maria, es decir, mares. Hoy sabemos que esta semejanza es ilusoria; los mares lunares no contienen agua, ninguna tormenta riega las llanuras, ni ningún curso de agua baja de sus montañas: la Luna es un planeta seco. Estos mares son regiones con cráteres meteóricos rellenos de lava volcánica debido a una actividad muy antigua; se encuentran principalmente en la cara visible.

Las zonas de maria han recibido nombres tales como Oceanus Procellarum (Océano de las Tempestades) o Mare Tranquillitatis (Mar de la Tranquilidad).

El satélite natural de la Tierra es el quinto en dimensiones del Sistema Solar, tiene forma casi esférica y una densidad de 3,34 veces la del agua, bastante inferior a la de los planetas terrestres.

El período de rotación es rigurosamente similar al de revolución sidérea, por lo que la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra. En el ecuador de la Luna, cuando el Sol está visible desde su superficie, la temperatura es cercana a los 117°C. En los atardeceres, la temperatura baja a unos 14°C y en plena noche lunar el frío es intenso: -163°C.

La atmósfera es inexistente, hecho que debe relacionarse con su débil gravedad. Una consecuencia llamativa de este hecho, es que la línea que separa en su superficie la región iluminada de la oscura (llamada terminador), es perfectamente nítida lo que puede apreciarse desde la Tierra. Sin embargo, puede decirse, que se hallan algunos gases como el helio, el neón y el argón, adsorbidos en su superficie.

La atmósfera de cualquier planeta se difunde rápidamente en el espacio si no está retenida en la superficie por la gravedad; incluso si la gravedad alcanza para retener una atmósfera, sigue habiendo una pérdida continua de gas de la atmósfera hacia el espacio. Cuanto más pequeño es el planeta, más débil es la fuerza de gravedad y mayor es la pérdida. La Luna es tan pequeña que los gases de su atmósfera se han escapado desde el comienzo de su existencia.

A simple vista lo que más llama la atención de la superficie lunar visible, es la oposición entre los maria (regiones planas y oscuras) y las terras, zonas más elevadas y claras que ocupan aproximadamente el 80% de la superficie total de la Luna, sumamente accidentadas.

La característica fundamental de su superficie es la infinidad de cráteres que la marcan, debido al incesante bombardeo meteorítico al que ha sido sometida la Luna desde su formación; se han trazado cuidadosos mapas con decenas de miles de ellos.

Los cráteres típicos están rodeados de al menos un anillo (muralla) sobreelevado a veces varios kilómetros con respecto a la región circundante; el desnivel entre el fondo del cráter y la cresta de la muralla puede superar los 7Km. Las murallas descienden con una fuerte pendiente hacia el cráter, mientras que hacia el exterior muestran una ladera más suave. El cráter más reciente es el Mare Occidentale, de 900Km. de diámetro, situado en el borde occidental de la Luna y por lo tanto apenas visible desde la Tierra; otro cráter es el Mare Imbrium, de 1200Km. de diámetro.

Algunos cráteres sólo tienen pocos Km. de diámetro y la gran mayoría centenares o decenas de metros; en muchos se observa una elevación central.

Otros cráteres se hallan situados en el interior de cráteres mayores o superpuestos en las paredes de los mismos. Los cráteres más antiguos han sido rellenados por ríos de lava que a su vez han sido perforados por impactos de menor importancia.

EL cráter más profundo es de Newton, con una profundidad de entre 7000 m y 8550 m desde sus bordes y 2250 m bajo el nivel de la llanura que lo rodea. De algunos cráteres irradian rayos, los cuales son más brillantes que la superficie que cruzan; algunos tienen longitudes de hasta 2400Km. y un ancho de 16Km.

También se observan cadenas de montañas, aunque no de plegamiento como las terrestres; sus alturas pueden medirse midiendo la longitud de sus sombras.

Algunas son tan altas como el monte Everest de la Tierra; la cadena del Mare Imbrium, por ejemplo, alcanza los 6000 m sobre el nivel de la llanura circundante. Muchas montañas han sido activas como volcanes; en 1958 el astrónomo ruso Kozirev detectó visualmente y también mediante un espectro, actividad volcánica en el cráter Alfonso, cercano al centro del disco lunar. En general, las montañas de la Luna recibieron los nombres de las terrestres: Alpes, Apeninos, etc. Otros accidentes lunares son los pequeños escudos de lava de baja viscosidad llamados cúpulas, las zanjas, las fallas y los canales, tanto de línea quebrada como sinuosos. Así, toda la superficie lunar presenta accidentes, a miles de los cuales se les ha dado nombre.

El color del suelo lunar depende mucho del ángulo de incidencia de los rayos solares sobre su superficie. En realidad, la luna es bastante oscura según ha sido confirmado por los astronautas que, desde 1969,

descendieron en ella, además de las imágenes recogidas por las diferentes naves que las sobrevolaron. La mayoría de las piedras lunares recogidas son negras, aunque se han percibido otras de color amarillo y también marrones. Objetivamente, el color de la Luna es de un amarillo oscuro, similar al de la arena húmeda. El hecho de que la veamos a simple vista tan clara y brillante se debe sólo al contraste de su brillo con el fondo oscuro del cielo que la rodea.

Finalmente, el suelo está recubierto de una capa finamente fragmentada llamada regolito que proviene de los impactos meteoríticos sucesivos; esta capa tiene de 1 a 20 m de espesor. La erosión de la superficie de la Luna es el resultado del bombardeo de los meteoritos, ya que, debido a la ausencia de atmósfera, también llegan a su suelo los meteoritos más pequeños y el polvo interplanetario. Esto último explica la profunda capa de polvo en la superficie lunar.

En cuanto a las muestras aportadas por las misiones Apolo, las mismas permiten afirmar que alguno de los materiales que se encuentran en la Luna están allí desde hace 4600 millones de años, es decir, desde el tiempo en que la Luna y la Tierra se formaron por condensación de la nube primitiva del Sistema Solar. El análisis de las muestras indica que en ellas escasean los compuestos volátiles; se halla principalmente cierta abundancia de calcio, titanio y aluminio.

En la muestra de rocas conseguidas por la Misiones Apolo, los científicos han detectado cierto mineral, cuya existencia ha sido comprobada únicamente en la Luna.

A este cristal se le ha denominado “armalcolita”, en recuerdo de la primera tripulación que lograra alunizar (1969). El nombre “armalcolita” es una combinación de las primeras letras de los apellidos de los astronautas ARMstrong, ALdrin, COLins, de la nave Apolo 11.

De acuerdo a los registros de los instrumentos dejados por los astronautas de las Misiones Apolo, en la Luna no parece existir una actividad sísmica similar a la terrestre, es decir, no hay evidencias de tectónica. Los sismos lunares que han sido registrados parecen provocados fundamentalmente por la fuerza de atracción gravitatoria; una evidencia de los dicho es que se lo registra antes y después de su paso por el perigeo. La escasa amortiguación de esos sismos indica que la luna está fría y que no tiene un núcleo fluido. Tampoco posee campo magnético.