Monografías
Publicar | Monografías por Categorías | Directorio de Sitios | Software Educativo | Juegos Educativos | Cursos On-Line Gratis

 

Satélites del Sistema Solar parte 1 - Monografía



 
DESCARGA ESTA MONOGRAFÍA EN TU PC
Esta monografía en formato html para que puedas guardarla en tu pc e imprimirla.



Vínculo Patrocinado




Aquí te dejamos la descarga gratuita
Nota: para poder abrir archivos html solo necesitas tener instalado internet explorer u otro navegador web.




Luna. La Tierra. Marte. Júpiter. Saturno. Urano. Neptuno. Plutón. Satélite natural



INTRODUCCIÓN



Primeramente buscamos datos sobre los satélites en páginas de Internet de las cuales tan solo obtuvimos información de una de ellas que está especificada en la bibliografía. De esta página web obtuvimos las fotos de los satélites. También hemos buscado varios libros, de los cuales algunos de ellos nos fue imposible encontrar. Pero conseguimos algunos de ellos. Al principio no sabíamos casi nada sobre los satélites así que nos ha sido muy útil este trabajo. De todas maneras no hemos recopilado toda la información que hubiésemos querido del trabajo ya que no existe tanta información sobre satélites como sobre planetas.

La intención inicial era la de conocer qué satélites había en el sistema solar, sus datos físicos y geológicos, como se descubrieron, qué naves los han explorado y como se originaron. Creemos que lo hemos conseguido en gran medida y que este trabajo nos ha dado las respuestas que esperábamos como objetivo del trabajo.

1. QUÉ ES UN SATÉLITE NATURAL



Es un objeto secundario que gravita en una órbita cerrada alrededor de un planeta. El movimiento de la mayor parte de los satélites conocidos del sistema solar alrededor de sus planetas es directo, es decir, de oeste a este y en la misma dirección que giran sus planetas. Solamente ciertos satélites de grandes planetas exteriores giran en sentido inverso, es decir, de este a oeste y en dirección contraria a la de sus planetas.

El número de satélites naturales conocidos ha ido en aumento en los últimos veinticinco años gracias a las sondas espaciales como las Voyager, las Mariner, las Viking, etc. La tierra tiene un satélite, Marte tiene dos, Júpiter tiene dieciséis, Saturno cuenta con dieciocho, Urano tiene quince, Neptuno ocho y Plutón uno. Mientras que Venus y Mercurio no tienen ninguno conocido.

2. LA TIERRA



2.1 Descripción de su satélite: La Luna



Su diámetro es de 3.476 km. Tanto la rotación de la Luna como su revolución alrededor de la Tierra duran 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación sincrónica hace que la Tierra tenga un hemisferio lunar permanentemente girado hacia ella.
Su reflectividad es del 12%. La gravedad lunar es un sexto de la gravedad terrestre.

La temperatura media de la superficie durante el día es de 107 ºC y durante la noche del -153 ºC. La Luna tiene una corteza de unos 60 kilómetros de espesor en el centro de su lado cercano. Si esta corteza es uniforme en toda la Luna, constituiría el 10% del volumen lunar. Sólo existe una actividad tectónica residual debida al enfriamiento y a la acción de las mareas. Hay dos grandes tipos de terrenos, las mesetas relativamente brillantes y las llanuras más oscuras, en los cuales hay tres grandes tipos de materiales superficiales: los regolitos, los mares y las terrazas.

El bombardeo de micrometeoritos ha pulverizado concienzudamente las rocas superficiales produciendo un detritus de grano fino denominados regolitos. Los regolitos, o suelo lunar, son granos minerales no consolidados, fragmentos de roca y una combinación de estos que han sido soldados en forma de cristal por los impactos. Se puede encontrar sobre toda la superficie lunar, con la excepción de las paredes inclinadas de los valles y cráteres. Tienen de 2 a 8 metros de espesor en los mares y puede sobrepasar los 15 metros en las terrazas, dependiendo del tiempo que haya estado expuesta la roca subyacente al bombardeo de meteoritos.

Los oscuros mares, con relativamente pocos cráteres, cubren aproximadamente el 16% de la superficie lunar y se concentran en el lado cercano de la Luna, principalmente dentro de las cuencas de impacto. Las rocas de los mares son basaltos. Los mares tienen un espesor medio de pocos cientos de metros pero son tan masivos que frecuentemente reforman la corteza subyacente lo que produce depresiones parecidas a fallas y cordilleras levantadas.

Las mesetas relativamente brillantes, cubiertas de cráteres son llamadas terrazas. Los cráteres y cuencas de las mesetas se forman por los impactos de meteoritos, habiendo acumulado así más cráteres. El tipo de roca dominante en esta región contiene altos índices del mineral rico en calcio y aluminio, feldespato plagioclásico, y son mezcla de fragmentos brechados por los impactos de meteoritos. La mayoría de las brechas de las terrazas están compuestas por fragmentos de brechas todavía más viejos. Otras muestras de las terrazas son las rocas cristalinas de grano fino formadas por fusión de impacto debido a las altas presiones que se generan en los impactos.

2.2 Exploración de la Luna



A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos tempranos realizaron observaciones telescópicas, notando un solapamiento casi infinito de cráteres.
La era espacial ha hecho que la luna sea el objeto del sistema solar más conocido exceptuando la Tierra.

El 20 de Julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisó la Luna. Fue seguido por Edwin Aldrin, ambos pertenecientes a la misión Apolo 11.
Cuatro estaciones sísmicas alimentadas por energía nuclear fueron instaladas durante el proyecto Apolo para recoger datos sobre el interior de la Luna.

La Luna fue fuertemente bombardeada en su historia temprana, lo que originó que muchas de las rocas originales de la antigua corteza se mezclaran, fundieran, enterraran o desaparecieran. Los impactos meteóricos aportaron una gran variedad de rocas exóticas a la Luna, de tal forma que las muestras obtenidas en sólo nueve de las zonas produjeron muchos tipos diferentes de rocas para su estudio. Los impactos también sacaron a la luz rocas lunares situadas a gran profundidad y distribuyeron sus fragmentos sobre amplias zonas alejadas de su origen, haciéndolas más accesibles. La corteza subyacente fue también adelgazada y fragmentada, permitiendo que el basalto fundido del interior alcanzara la superficie. Los Apolo y el resto de misiones lunares han vuelto a la Tierra con 382 kg de rocas y suelos.

2.3 Origen de la Luna



Hay varias teorías sobre el origen de la Luna. La primera es la hipótesis de la fisión, que supone que la Luna se formó por la fisión de un trozo de la Tierra. Esta hipótesis hace necesaria que la joven Tierra hubiese girado con suficiente velocidad y así las mareas debidas al Sol podrían haberla roto en dos partes.
La segunda es la teoría de la condensación. Esta teoría supone que la Tierra y la Luna se formaron como un planeta doble por condensación de la misma nube de material.
La tercera teoría es la de la captura. Esta teoría supone que la Luna se formó en algún otro lugar y que después fue capturada por la Tierra.
La cuarta teoría es la de un gran impacto. Esta teoría supone que la Luna se formó a partir de residuos eyectados en un disco alrededor de la Tierra por el impacto de un gran cuerpo. La Tierra y la Luna por tanto serían el resultado de la colisión y mezcla de dos grandes planetésimos. El gran cuerpo resultante sería la Tierra y los materiales eyectados formaron la Luna. Esta hipótesis es la más aceptada por los científicos.

3. MARTE



3.1 Descripción de sus satélites



3.1.1 Fobos



Fobos tiene forma de elipsoide de tres ejes, sus diámetros miden 28 x 22 x 18 km. Se desplaza alrededor de Marte a una distancia de 9.400 km, una vez cada 7 horas y 39 minutos. El periodo orbital de Fobos se está reduciendo paulatinamente: el satélite desciende hacia la superficie de Marte a una velocidad de nueve metros por siglo, lo que significa que terminará colisionando contra la superficie del planeta dentro de unos 40 millones de años. Su eje mayor apunta siempre hacia Marte. Su órbita está inclinada tan sólo 1,02 grados con respecto al ecuador marciano, por tanto, se mueve en una órbita casi circular respecto a éste. Tiene una densidad de 1,95 g/cm3. Gira alrededor de Marte en el sentido de la rotación de éste. La superficie de Fobos refleja sólo el 7 % de la luz solar. La reflectancia en la superficie de Fobos resulta homogénea, por tanto, refleja la misma luz solar en todas sus partes.

La superficie de esta luna está cubierta de cráteres. Estos cráteres tienen todas las formas posibles, desde perfil alargado, hasta otros circulares. Hay cráteres jóvenes, con un reborde ostensiblemente alzado y depresiones erosionadas tan poco profundas que resultan escasamente visibles. Los dos mayores cráteres del satélite se llaman Hall y Stickney. Sus diámetros respectivos son 6 y 10 kilómetros. El diámetro de Stickney es un 40 % del diámetro máximo del propio Fobos. Muchos de los cráteres de Fobos son secundarios, es decir, que fueron hechos por objetos lanzados por impactos primarios.
La gran cantidad de impactos ha roto el satélite, esto se demuestra debido a que tiene bordes afilados y salientes. Estos impactos lo han convertido en un pedazo de roca irregular. Esta luna tiene bordes afilados y salientes, lo cual sugiere que su forma actual es el resultado de impactos de alta energía.

Esta luna está tapada por una capa de regolito que tiene cientos de metros de espesor y posee propiedades de absorción de luz. El regolito son escombros sueltos, sin consolidar, de rocas fragmentadas y polvo, que ha recogido esta luna debido a los innumerables impactos de los meteoritos que se precipitaron sobre las lunas.

Fobos tiene un conjunto de estrías estrechas y paralelas. Estas estrías fueron causadas por los impactos que dieron lugar a los grandes cráteres de esta luna. En promedio, estas estrías de unos 150 metros de anchura y 25 metros de profundidad van desde el mayor cráter llamado Stickney a una región sin ninguna estructura determinada en el lado opuesto del satélite.

3.1.2 Deimos



Tiene forma de elipsoide con tres ejes desiguales y en el que hay pequeñas irregularidades. Sus diámetros miden 16 x 12 x 10 kilómetros.
Es la más pequeña de las lunas de Marte, y se mueve alrededor del planeta a una distancia de 23.500 kilómetros. La duración de su recorrido orbital es de 18 minutos. Su eje mayor apunta constantemente hacia el planeta. Deimos se mueve en una órbita casi circular, sobre un plano que coincide con el ecuador de Marte, su inclinación es de 1,82 grados. El movimiento respecto a Marte es directo, por tanto gira alrededor de Marte en el sentido de la rotación de su planeta. Su densidad es de 1,7 g/cm3. Su reflectancia es del 6 %, pero hay algunas zonas más brillantes que otras.

Deimos tiene una capa de polvo espesa en su superficie. Este material llena parcialmente los cráteres y cubre las irregularidades menores de la superficie.
La superficie de esta luna está cubierta de cráteres y tapada por una capa de regolito que tiene cientos de metros de espesor, al igual que Fobos.
Deimos tiene una superficie poco rugosa debido al relleno parcial de alguno de sus cráteres. Su superficie está llena de cráteres. Sus cráteres, son difícilmente visibles debido a la existencia de capas de materiales finos. Las peculiares manchas de color claro que se ven en Deimos son también capas de los materiales citados. No se encuentran en Deimos surcos y grietas.

El mayor de los cráteres de Deimos es una estructura erosionada de dos kilómetros de diámetro, llamada Voltaire. Existe otro cráter de un kilómetro, con un reborde muy saliente, denominado Swift. Las principales fuerzas responsables del desgaste de los cráteres en Deimos se deben a los impactos de escasa velocidad y las voladuras causadas por los de alta velocidad.

3.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites



Ambos satélites fueron descubiertos por Asaph Hall en 1877 mediante el empleo de un nuevo refractor del Observatorio de Washington, provisto de un objetivo de 65 cm. En 1971, año en que el Mariner 9 hizo su viaje espacial, y en el bienio 1976 y 1977, cuando los Viking 1 y 2 recorrieron el espacio, se aclaró la naturaleza de los dos cuerpos.
3.3 Origen de sus satélites

Muchas de las propiedades de los satélites marcianos indican que son asteroides capturados, su forma irregular, sus pequeñas longitudes y el hecho de que tengan compuestos que son muy comunes en las condritas carbonáceas. Éstas son muy comunes en el exterior del cinturón de asteroides. Júpiter tiene la capacidad de desviar estos cuerpos a otros lugares del sistema solar y Marte pudo capturar a estos cuerpos frenando al asteroide con su fuerza gravitatoria, pero también se pudo frenar a causa de interacciones con otras lunas o debido a acercamientos rasantes con atmósferas densas.

4. JÚPITER



4.1 Descripción de sus satélites



4.1.1 Calisto



Es la más externa luna de Júpiter, la segunda más grande de Júpiter y la tercera más grande del sistema solar. Rota al mismo tiempo que Saturno. La densidad media de Calisto es de 1,86 g/cm3, que es la densidad más baja de los satélites galileanos. El sistema de anillos de Calisto tiene la forma de lomas con cima plana. Su reflectividad es del 20%.

Calisto tiene una superficie oscura a pesar de que está lleno de hielo, esto se debe a la poca reflectividad del satélite. La caída de material meteorítico durante miles de millones de años ha añadido material oscuro a la corteza. Muchos meteoritos son condritas carbonáceas, que son negras debido al carbón que llevan. Cuando el meteorito choca agita la corteza y mezcla el material oscuro con el hielo.
El segundo efecto que hace que esta luna sea oscura es la energía de los impactos. Cada vez que un meteorito choca contra la superficie desprende calor, que vaporiza el hielo y deja polvo, roca y residuos del meteorito bajo una superficie oscura de suciedad. Por lo tanto las partes más antiguas de la corteza de Calisto son oscuras.

Calisto está compuesto por una corteza aproximadamente de 200 kilómetros de espesor, esta corteza es muy antigua. Debajo de la corteza hay un posible océano salado de más de 10 kilómetros de espesor. Este océano tiene un interior que no está completamente uniforme. No se sabe si Calisto tiene atmósfera.

Calisto tiene un núcleo rocoso que abarca casi el 75 % del radio, unos 4.800 kilómetros. Este núcleo está recubierto de agua parcialmente helada. La corteza superficial es rica en agua helada y contiene polvo y fragmentos de roca mezclados. Hay dos tipos básicos de terreno: regiones poligonales densamente salpicadas de cráteres, de dimensiones de hasta unas decenas de kilómetros, rodeadas por regiones más jóvenes de terreno estriado.
El terreno estriado está constituido por surcos y lomas paralelos y estrechamente espaciados, cada uno de 5 a 15 kilómetros de altura y de hasta varios cientos de kilómetros de longitud. En algunas regiones se pueden contar hasta 20 surcos y lomas paralelos.

La actividad actual del satélite es el continuo bombardeo de meteoritos, algunos muy grandes. Valhalla es un cráter de 600 km de diámetro rodeado por montañas que ocupan 3.000 km de radio y Asgard es un cráter de 1.600 kilómetros de diámetro. Hay pocas montañas o cordilleras elevadas. Tiene gran cantidad de cráteres, y no hay regiones libre de éstos. La mayoría de cráteres de Calisto son muy viejos, mientras que unos pocos son jóvenes y brillantes. Los cráteres jóvenes están superpuestos tanto en los anillos como en la zona central.

4.1.2 Ganímedes



Es el segundo satélite más externo de Júpiter. Es la más grande de las lunas de Júpiter y es la más grande de nuestro sistema solar con un diámetro de 5.262 km. Ganímedes tiene una densidad de 1.94 g/cm3. Tiene forma de disco. El sistema de anillos de Ganímedes es arrugado.

Ganímedes tiene grandes manchas de colores oscuros y claros. Tiene un núcleo rocoso, un manto de agua, hielo y silicatos y una corteza gruesa de hielo y roca. Una gran parte de su volumen está constituido por hielo. El núcleo ocupa cerca del 50% del diámetro del satélite. Ganímedes no tiene atmósfera conocida, pero recientemente se ha detectado ozono en su superficie. La cantidad de ozono es pequeña comparada con la de la Tierra.

El 66% de la superficie del satélite está formada por un terreno estriado brillante. Estas estrías tienen unos 100 km de longitud, una separación entre 3 y 10 km y unos 300 metros de altura. Las pendientes son del 5%. Estas estrías se deben al enfriamiento del satélite, el interior se expandía y la tensión fracturó la corteza de hielo produciéndolas. Algunas partes del interior fundieron el agua y hicieron aparecer en la superficie una mezcla que contenía agua que se heló dando un aspecto brillante a estas llanuras. La corteza helada ha crecido hasta un espesor suficiente para soportar las tensiones sin romperse. Por tanto Ganímedes no es activo.

Ganímedes es un satélite salpicado por numerosos cráteres de impacto, con halos de brillantes rayos, formados evidentemente por el hielo que surgió a consecuencia de la colisión de los meteoritos.
La densidad de los cráteres en el terreno estriado de Ganímedes es extremadamente variable, alcanzando desde una densidad equivalente a la que se encuentra en el terreno cubierto de cráteres hasta una densidad de una décima parte de la que se da en esos terrenos. En Ganímedes algunos cráteres manifiestan un aspecto joven y reciente. En el otro extremo hay formas circulares que son poco más que fantasmas o manchas en la antigua corteza.

Las más antiguas regiones de Ganímedes son oscuras y cubiertas de cráteres que hay entre las bandas de estrías. En la mayor de estas regiones, la llamada Regio Galileo, se conservan los restos de una primitiva depresión. Ésta consiste en un sistema de lomas concéntricas, encorvadas, de unos 10 kilómetros de ancho y 100 metros de alto, separadas unas de otras 50 kilómetros más o menos. El centro de esta depresión fue borrado por los movimientos tectónicos que posteriormente harían surgir nuevas montañas.

4.1.3 Amaltea



Es extremadamente irregular, de dimensiones de 270 x 165 x 150 km de diámetro. Es de forma elipsoidal irregular, su eje mayor apunta a Júpiter, y su eje menor es perpendicular al plano de su órbita.
Refleja la luz roja aproximadamente un 50% más que la luz violeta. Su reflectividad es de un 5 %, hay unas pocas áreas que son al menos el triple de reflectoras que otras.
Amaltea describe órbitas circulares en el plano ecuatorial de Júpiter. El período orbital de Amaltea es de 12 horas. Su densidad es de 1,8 g/cm3.

La superficie es oscura y rojiza aparentemente debido al polvo de azufre procedente de los volcanes de Io. Existen también zonas de color verde en las pendientes más importantes de Amaltea. La naturaleza de este color es todavía desconocida.
Debido a la proximidad de Amaltea a Júpiter, está expuesto al campo de radiación de su satélite. Recibe grandes dosis de iones energéticos, protones y electrones producidos por la magnetosfera de Júpiter. Además, sufre un bombardeo constante de micrometeoritos e iones pesados de azufre, oxígeno y sodio que han sido arrancados de Io.

Está muy cicatrizada por cráteres, algunos de los cuales son extremadamente grandes con relación al tamaño de éste. Pan, el cráter más grande, mide 100 kilómetros de largo y tiene al menos 8 kilómetros de profundidad. Otro cráter, Gaea, tiene unos 80 kilómetros de largo y tiene probablemente el doble de profundidad que Pan. Amaltea tiene dos montañas, Mons Lyctas y Mons Ida con un relieve local que alcanza los 20 kilómetros de altura.

4.1.4 Io



Io tiene un diámetro de 3.630 kilómetros y una densidad media de 3,55 g/cm3. Su reflectividad es del 61 %. La órbita de Io está relativamente muy próxima a Júpiter, unos 400.000 kilómetros, dentro del campo gravitatorio de excepcional fuerza de este planeta. Es el satélite más interno de los grandes satélites de Júpiter. Sobre el satélite se ejercen fuerzas de atracción enormes, que causan el alargamiento de su forma esférica en dirección a Júpiter. La órbita de Io es excéntrica.

Io es de diversos colores: pardos, anaranjados, rojizos, amarillos y blancos de los compuestos de azufre, en contraste con la superficie negra de sus lagos de lava y de sus calderas volcánicas. Sin embargo, no existen en Io cráteres producidos por impactos, y ello significa que la superficie de este satélite es muy joven.
Io tiene una tenue atmósfera de dióxido de azufre y está compuesto principalmente por material rocoso con un bajo contenido de hierro.

Toda la superficie de Io es una enorme región volcánica, cubierta de compuestos de azufre cuya composición y forma son muy variadas. Io y su órbita están rodeados por una nube de azufre, oxígeno y sodio, debido esto a las nubes que provocan los volcanes.
Durante las erupciones explosivas y de larga duración, los volcanes de Io arrojan gases y finas partículas de óxidos sulfurosos y sulfúricos hasta alturas de 100-300 km, con velocidades superiores a los 3.000 km/h. Las partículas regresan a la superficie donde forman una capa cuyo grosor aumenta 1 centímetro cada 3.000 años. Grandes corrientes de ríos de lava fluyen de algunos de los volcanes formando capas que se extienden a grandes distancias. Estos fenómenos cambian rápidamente la superficie de Io.
Io es rico en volcanes, pero pobre en cráteres. Los cráteres son cubiertos por los residuos de los volcanes.
La mayoría de material de los volcanes es vapor de azufre o dióxido de azufre gaseoso. Estos gases salen a razón de una tonelada por segundo que van a parar a la nube de azufre. El sodio y otros elementos están presentes en Io como impurezas y son liberados por volcanes o por la radiación que hay en los cinturones de Júpiter.
La superficie de Io muestra toda una diversidad de raras formas de suelo, con sinuosas escarpaduras y fallas. La temperatura en la superficie de Io ronda los -143 ºC, sin embargo, una gran mancha caliente asociada con algún fenómeno volcánico alcanza los 17 ºC. Los científicos creen que esta mancha podría ser un lago de lava, aunque la temperatura indica que su superficie no está derretida.


4.1.5 Europa


Tiene un diámetro de 3.138 kilómetros y densidad media de 3,01 g/cm3. Los cristales de hielo de la superficie reflejan la mayor parte de la luz del Sol y ésta es la razón del elevado brillo de este satélite que tiene una reflectividad del 64%.

Europa es un cuerpo casi blanco. Su región ecuatorial muestra dos tipos básicos de terreno: regiones más oscuras, moteadas, y regiones más claras. Ambas clases, atravesadas por una serie de franjas oscuras de unas decenas de kilómetros de anchura que se extienden en algunos casos a lo largo de miles de kilómetros.
La superficie de Europa está cubierta con una capa de hielo de entre 75 y 100 km de espesor. Por debajo del hielo hay una superficie sólida, rocosa, que se muestra a través de la capa relativamente delgada de hielo en lugares que parecen manchas oscuras. No puede descartarse la posibilidad de agua líquida entre la superficie sólida y la cubierta de hielo.

Las líneas oscuras que se entrecruzan en la superficie son fisuras de la capa de hielo. Las fisuras están llenas hasta el nivel de la superficie circundante, seguramente con agua que penetró en la superficie para luego helarse. Su anchura oscila entre algunos miles de metros y decenas de kilómetros, mientras que la longitud lo hace entre algunos cientos y varios miles de kilómetros.
Solo se han reconocido tres cráteres de impacto. Tienen diámetros entre 18 y 25 kilómetros, y son de formas muy diferentes. Hay un cráter reciente y en forma de tazón, otro es poco profundo y rodeado de un sistema de rayos oscuros. El tercero parece estar elevado sobre un pedestal. En su superficie aparecen signos de numerosos cráteres pequeños de unos pocos kilómetros de diámetro, particularmente a lo largo de la zona terminal, la zona al borde del lado iluminado del satélite.
Europa es un satélite activo. Su foco de calor son las mareas causadas por Júpiter, que funden el manto de agua y resquebrajan la corteza de hielo.

4.1.6 Satélites menores



Júpiter tiene once satélites menores de los cuales no se saben aún muchos datos, por tanto aquí hay una breve descripción de cada uno de ellos. Amaltea es también un satélite menor pero ya se conocen muchos datos sobre él.

Metis es el satélite conocido de Júpiter más cercano al planeta. Metis se mueve dentro del anillo principal de Júpiter y podría ser la fuente de material del anillo. Su diámetro es de 40 km de longitud. Su reflectividad es del 5%.
Adrastea es el segundo satélite mas interno de los conocidos de Júpiter. Adrastea está situado dentro del anillo principal de Júpiter y puede ser la fuente de material para el anillo. Su diámetro es de 40 km de longitud. Refleja el 5% de la luz que le llega.
Tebe es el cuarto satélite más interno de los conocidos de Júpiter. Tebe rota sincrónicamente alrededor de Júpiter. Tiene una reflectividad del 5%. Su diámetro es de 110 x 90 km de longitud.
Leda es el noveno satélite más interno de Júpiter y es el mas pequeño. Tiene un diámetro de 16 km de longitud.
Himalia es el décimo satélite más interno conocido de Júpiter. Refleja el 3% de la luz del sol que le llega. Su diámetro es de 186 km de longitud.

Lisitea es el onceavo satélite más interno conocido de Júpiter. Su diámetro es de 36 km de longitud.
Elara es el doceavo satélite más interno conocido de Júpiter. Refleja la luz del sol un 3%. Tiene 76 km de diámetro.
Ananke es el cuarto satélite más externo conocido de Júpiter. Su diámetro es de 30 km de longitud.
Carme es el tercer satélite más externo de los conocidos de Júpiter. Tiene 40 km de diámetro.
Pasifae es el segundo satélite más externo conocido de Júpiter. Su diámetro es de 50 km de longitud.
Sinope es el satélite más externo de los conocidos de Júpiter. Tiene 36 km de diámetro.

4.2 Descubrimiento y exploración de sus satélites


Los satélites galileanos, Io, Europa, Calisto y Ganímedes fueron descubiertos por Simon Marius y Galileo Galilei en el año 1610. Hasta 1892 no se descubrió un nuevo satélite de Júpiter, Amaltea que fue descubierto por Edward Emerson Barnard. El siguiente satélite descubierto fue Himalia en 1904 gracias a C. Perrine. Éste mismo descubrió Elara en 1905. En 1908, fue P. Melotte quién descubrió un nuevo satélite, Pasifae. Después S. Nicholson descubrió cuatro nuevos satélites, el primero de ellos fue Sinope en 1914, después en 1938 descubrió Lisitea y Carme, y por último en 1951 descubrió Ananke. Hasta 1974 no se descubrió un nuevo satélite, éste fue Leda descubierto por C. Kowal. Por último en 1979 se descubrieron Metis y Tebe por Stephen Synnott y Adrastea que fue descubierto por D. Jewitt y E. Danielson.

Los satélites de Júpiter fueron observados y fueron mandadas imágenes de ellos por las naves Voyager desde el año 1979 hasta el año 1981. Durante los años 1996 y 1997 la nave Galileo también ha observado y mandado imágenes de sus satélites.

4.3 Origen de sus satélites



Los satélites de Júpiter se dividen en dos grupos, los mundos rocosos más pequeños y los satélites galileanos que son mayores.

Estos mundos rocosos pequeños son probablemente asteroides capturados. Hay cuatro satélites que tienen órbitas retrógradas, en sentido de las agujas del reloj vistos desde el norte, que están muy inclinadas respecto al plano ecuatorial de Júpiter. Estos satélites tienen diámetros que oscilan entre 30 y 50 km y órbitas muy lejanas de Júpiter. Estas propiedades sugieren que son asteroides capturados o residuos de una luna rota por una colisión con un asteroide. Este grupo está compuesto por Ananke, Carme, Pasifae y Sinope.

Otro grupo de cuatro satélites tiene órbitas directas, al contrario de las agujas del reloj vistas desde el norte. Pero estas órbitas están muy inclinadas y casi tan lejanas de Júpiter como las del primer grupo. Los diámetros de estos satélites oscilan entre 16 y 186 km. Éstos, también podrían ser asteroides capturados por el potente campo gravitatorio de Júpiter o fragmentos procedentes de una colisión. Este grupo está compuesto por Leda, Himalia, Lisitea y Elara.

Hay todavía otro grupo de pequeños satélites que siguen órbitas situadas en el plano del ecuador de Júpiter y dentro de la órbita de Io. Pueden ser asteroides capturados que han sido llevados a órbitas casi circulares en el plano ecuatorial por el campo gravitatorio de Júpiter. También cabe la posibilidad de que sean residuos sobrantes de la formación de Júpiter. Este grupo lo forman Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe.

Los satélites galileanos son claramente cuerpos que se formaron con Júpiter. Tienen órbitas casi circulares y directas que están en el plano ecuatorial de Júpiter. Además, la densidad media de estos satélites disminuye a medida que nos dirigimos hacia fuera del sistema. Cuando se formó Júpiter, estaba muy caliente y la nube de gas que había a su alrededor se convirtió en una miniatura de la nebulosa solar. La nube de gas se fue aplanando y dio lugar al nacimiento de satélites que tenían órbitas casi circulares y en el mismo plano que Júpiter. Ya que la parte interna de la nube de gas era caliente, los satélites que se formaron allí tienen densidades más altas que los satélites que se formaron en la parte más externa de la nube. Ello explica que Calisto y Ganímedes sean helados mientras que Io y Europa contienen menos agua.

También podemos explicar las densidades de los satélites galileanos mediante las mareas. Estas mareas son capaces de calentar a Io, y procesos similares pueden mantener a Europa caliente. Este calentamiento debido a las mareas podría hacer que Ganímedes estuviera suficientemente caliente durante el tiempo necesario para que su corteza helada se rompiera y volviera a helarse produciendo el terreno estriado. El grado de calentamiento por marea depende del radio de la órbita del satélite. Los satélites cercanos a Júpiter podrían haber experimentado un calentamiento por marea suficiente para desprenderse del agua y otros elementos volátiles, mientras que los satélites más lejanos experimentaron un calentamiento menor y pudieron conservarlos





Creative Commons License
Estos contenidos son Copyleft bajo una Licencia de Creative Commons.
Pueden ser distribuidos o reproducidos, mencionando su autor.
Siempre que no sea para un uso económico o comercial.
No se pueden alterar o transformar, para generar unos nuevos.

 
TodoMonografías.com © 2006 - Términos y Condiciones - Esta obra está bajo una licencia de Creative Commons. Creative Commons License