¡Sí, es la hora joviana de nuevo! La verdad es que estamos dedicando un buen número de entregas a Júpiter… y ni siquiera hemos empezado con sus docenas de satélites; pero este gigante, aún tan desconocido, lo merece. En las entradas anteriores hablamos sobre los aspectos generales del planeta, sobre su magnetosfera y estructura horizontal de la atmósfera y, en la última entrega, sobre la misión Galileo, el impacto del Shoemaker-Levy 9 y la estructura vertical y composición del planeta hasta llegar a su núcleo. Hoy volvemos al exterior de Brihaspati, para seguir observándolo con los ojos de Galileo y fijarnos, en este caso, en su delicado sistema de anillos y los primeros satélites más interiores; además, hablaremos brevemente de una misión cuyo destino principal no es Júpiter, pero que nos ha proporcionado el mapa más exacto del planeta hasta el momento, e imágenes que quitan el aliento. ¿Listo para abandonar nuestro planeta y viajar, aunque sea un rato, por las regiones externas del Sistema Solar? Pues vamos con ello.
Los anillos de Júpiter sólo son visibles desde la Tierra con los telescopios más potentes de la actualidad; tanto es así que fueron descubiertos en 1979 por la Voyager 1, y no por un telescopio terrestre. Mientras que los anillos más conocidos del Sistema, los de Saturno, son espectaculares e imposibles de ignorar, los de Júpiter son mucho más sutiles… pero, al mismo tiempo, de una elegancia y delicadeza extraordinarias.
La razón de esta sutileza es el tamaño de las partículas que componen el sistema de anillos de Júpiter: se trata de partículas de polvo finísimo. Las más grandes tienen un diámetro de unos 0,03 milímetros, y las más pequeñas un tamaño cien veces menor. Todavía no tenemos datos concluyentes sobre la masa total de los anillos, pero se trata probablemente de unos cuantos miles de millones de toneladas, algo irrisorio comparado con la masa del planeta.
No es mi propósito aburrirte con una detallada descripción del sistema de anillos, pero sí darte una idea básica de su estructura y propiedades sin llegar al tedio, ya que no suelen mencionarse mucho por ahí: existen cuatro regiones fundamentales del sistema de anillos de Marduk, con propiedades diferentes. Desde dentro hacia fuera, son el halo, el anillo principal y dos anillos difusos asociados a dos lunas, el anillo difuso de Amaltea y el anillo difuso de Tebe. Dentro de estos anillos hay, en total, cuatro pequeños satélites del gigante, todos condenados a caer sobre él más tarde o más temprano. Hablemos brevemente de cada región.
El halo está muy cerca de Júpiter: tiene un radio interior de unos 92 000 km, y uno exterior de unos 122 000 km (recuerda que el radio medio de Júpiter es de unos 70 000 km). Su anchura “de dentro hacia fuera”, por tanto, es de unos 30 000 km. Se trata además de un anillo muy grueso, es decir, las partículas no orbitan el planeta en un plano, sino que el anillo es más bien una especie de rosquilla con un grosor máximo, en la región más cercana al planeta, de unos 13 000 km, y luego se va haciendo más delgado hacia fuera (el diagrama de arriba no muestra su forma real). Esta imagen tomada por Galileo, con colores resaltados, puede darte una mejor idea de su apariencia –en ella se ve el anillo “de canto” con Júpiter a la derecha–:
Las partículas que componen el halo son de polvo finísimo, y aunque no tenemos imágenes en color del anillo, pensamos que debido a estos tamaños, el halo tiene un color azulado. Los tamaños de las partículas cerca del plano de rotación son los más grandes del halo –pero siguen siendo muy pequeñas–, mientras que el polvo más fino, de menos de una micra de diámetro, se encuentra por encima y por debajo del plano del anillo. Pensamos que este halo es tan grueso comparado con los otros anillos por la interacción del polvo con la magnetosfera joviana, que es bastante violenta a estas distancias del planeta. Esta interacción es también una de las responsables de la brevísima vida de las partículas del halo, que caen hacia Júpiter realizando una espiral que dura meros siglos. Pero hay otra razón más, que requiere una breve explicación, ya que también afectará al resto de anillos de los que hablaremos luego.
El polvo del halo que orbita Júpiter recibe radiación básicamente de dos lugares: el Sol y el propio planeta. La radiación solar es muy tenue a estas distancias, tanto que, como dijimos en la primera entrega, la propia radiación de Júpiter, generada en último término por la contracción gravitatoria, es más intensa que la recibida del Sol. Y esta radiación procedente del planeta es la responsable de la constante caída de las partículas de polvo hacia él –junto con el campo magnético que hemos mencionado antes–.
El efecto por el que esto sucede recibe el nombre de arrastre de Poynting-Robertson, y es un constante frenado de las partículas que orbitan un cuerpo que emite radiación, de modo que éstas caen en espiral hacia el cuerpo central. Si no entiendes mi explicación –que requiere de ciertos conocimientos de física elemental para ser entendida fácilmente– no te preocupes y quédate con la idea básica de que los objetos pequeños que orbitan relativamente cerca de uno que emite radiación caen hacia él debido al arrastre de Poynting-Robertson y punto. Dicho esto, la explicación: Júpiter emite la radiación infrarroja en forma de fotones que se alejan de él radialmente hacia fuera, y estos fotones son absorbidos por las partículas de polvo.
Debido a la equivalencia masa-energía, al absorber estos fotones la masa de las partículas de polvo aumenta ligeramente. Si fueran partículas muy grandes, claro está, el aumento sería inapreciable, pero al ser pequeñas, el aumento de masa, aun siendo muy ligero, se nota algo. Puesto que los fotones se mueven en dirección radial, no alteran el momento de giro de las partículas de polvo (no las impactan “hacia delante” ni “hacia atrás”), con lo que se cumple el principio de conservación del momento angular. Pero, al haber ganado masa, las partículas de polvo caen ligeramente hacia Júpiter para mantener así el momento angular constante. Después, estas partículas emiten de nuevo fotones debido a su propia temperatura, perdiendo así masa… pero en este caso la emisión no es radial, ya que la partícula se mueve hacia delante en su órbita, sino que es más intensa “hacia delante”, con lo que los fotones emitidos se llevan un poco del momento angular de la partícula de polvo.
Como consecuencia, según pasa el tiempo y las partículas de polvo absorben fotones procedentes de Júpiter y luego los emiten de nuevo, van cayendo en una elegante y suave espiral hacia el gigante. El proceso total, como he dicho antes, dura un abrir y cerrar de ojos astronómico. Estoy seguro de que, por tanto, sabes ya algo más que no he dicho sobre el halo: existe porque es alimentado de nuevas partículas de polvo todo el tiempo, o habría desaparecido hace muchísimo. Estas nuevas partículas proceden del siguiente elemento del sistema de anillos del planeta, y su caída hacia el halo se debe también al arrastre de Poynting-Robertson.
Este siguiente elemento es el anillo principal de Júpiter. Se trata de un anillo muchísimo más compacto y más brillante que el halo: tiene sólo entre 30 y 300 km de grosor, con lo que es prácticamente “plano”. Es también unas cinco veces más estrecho que el halo, con unos 7 000 km de su punto más interior al más exterior – se extiende entre 122 000 y 129 000 km. Hacia el interior se convierte de forma más o menos suave en el halo, mientras que su límite exterior está bien definido y coincide más o menos con la órbita de Adrastea.
De hecho, aunque los artículos principales sobre los satélites jovianos están aún por venir, en éste, como he dicho antes, hablaremos de los cuatro satélites interiores de Júpiter, también llamados grupo de Amaltea, ya que, como ves en el diagrama del sistema de anillos de arriba, estas lunas están sumergidas en los anillos… no sólo eso, son la fuente principal del polvo que forma los anillos, como veremos en un momento. Esos cuatro satélites interiores, de dentro hacia fuera, son Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe, y son todas lunas minúsculas y constantemente se hacen más pequeñas.
La órbita de Metis, la luna más interior, tiene un radio medio de unos 128 000 km, lo cual es interesante por dos razones: en primer lugar, está dentro del anillo principal (que acaba en 129 000 km). En segundo lugar, esta distancia supone un período orbital de sólo 7 horas, es decir, tarda menos en dar una vuelta a Júpiter que lo que el propio gigante tarda en girar sobre sí mismo –y eso que el monstruo orbita rapidísimo–. Ya hemos visto en la serie otra luna que giraba alrededor de su planeta más rápido que el propio planeta; se trataba de Fobos, y las otras únicas dos lunas que hacen esto en todo el Sistema Solar son Metis y Adrastea, las dos de Júpiter.
Metis es, como digo, una roca muy pequeña, de unos 60x40x34 km de tamaño. Desde luego, a esta distancia de Júpiter y con este minúsculo tamaño, su rotación coincide exactamente con el período orbital, de modo que siempre mira hacia su esposo con la misma cara. Digo lo de “su esposo” porque el nombre de esta luna se debe a la titánide Metis, la primera esposa de Zeus. Desgraciadamente para ella, su tamaño decrece poco a poco debido a los continuos impactos de partículas pequeñas y más grandes: Metis es una de las fuentes fundamentales de material del anillo principal y, por tanto, también del halo. Su órbita dentro del anillo principal constituye un pequeño hueco, según la luna ha ido “limpiando” la órbita de partículas de polvo (puedes ver ese hueco en la fotografía del anillo de arriba).
Además, Metis está condenada a ser consumida por su enorme esposo: las fuerzas de marea hacen que su órbita sea una ligera espiral hacia dentro, y un día caerá dentro de las espesas nubes jovianas y desaparecerá en las entrañas de Marduk. Lo mismo le sucederá a la siguiente luna interior, tan sólo 1 000 km más alejada de Júpiter que Metis: Adrastea.
Adrastea, que recibe su nombre de la ninfa hija de Zeus, es aún más pequeña que Metis: unos 20x16x14 km. Su posición casi en el extremo exterior del anillo principal nos hace pensar que es, aún más que Metis, la fuente esencial del material que lo compone, según es golpeada por partículas pequeñas y ligeramente más grandes: las partículas desprendidas de esta luna caen hacia dentro por el arrastre de Poynting-Robertson, con lo que el anillo se extiende de la luna hacia dentro. Pensamos que hay algunos objetos más en el anillo que también contribuyen a la continua renovación de las partículas de polvo, aunque son más pequeños que Metis o Adrastea y todavía no los hemos observado.
Adrastea tiene el honor, aparte de ser uno de los tres satélites, junto con Fobos y Metis, que orbitan en menos tiempo que su planeta rota sobre sí mismo, en ser el primer satélite del Sistema Solar en ser descubierto desde fuera de la Tierra: lo hizo la Voyager 2 en 1979. Las imágenes de Adrastea que tenemos son muy malas, pero pensamos que puede ser bastante porosa y poco densa, con una gran cantidad de hielo en su interior. Como he dicho, su destino es el mismo de Metis: caer hacia el interior de Júpiter en el futuro, debido a las intensas fuerzas de marea.
Al igual que el anillo principal se extiende de Adrastea hacia dentro, los dos anillos exteriores de Júpiter tienen una estructura similar (de una luna hacia dentro). Ambos son muy tenues comparados con el principal, por lo que se denominan anillos difusos. El anillo difuso de Amaltease extiende entre 129 000 km (donde acaba el principal) hasta la órbita de la luna Amaltea, a unos 182 000 km. Tan sutil es este anillo que sólo es visible, desde la Tierra, utilizando los telescopios Keck (de superficie) y Hubble (orbital). La razón de esta sutileza es probablemente el hecho de que, a esta distancia del planeta –aunque pequeña, bastante más grande que la de Metis o Adrastea–, los impactos son menos frecuentes.
El origen del anillo difuso de Amaltea es, naturalmente, esa luna, Amaltea, que fue descubierta en 1892 desde un telescopio terrestre. Recibe el nombre de la ninfa Amaltea, que alimentó a Zeus siendo éste un bebé con leche de cabra, y se trata de un gigante comparada con Metis o Adrastea, aunque siga siendo un satélite muy pequeño: tiene unos 250x146x128 km. Como ves, la forma sigue siendo muy irregular, ya que la pequeña masa de la luna no puede ni soñar con compactarla en forma esférica por su propia gravedad, y los continuos impactos que sufre han abierto cráteres bastante grandes sobre su superficie. Sigue estando, naturalmente, lo suficientemente cerca del monstruo como para mostrar siempre la misma cara hacia Júpiter.
Galileo ha realizado las suficientes observaciones sobre Amaltea como para que podamos estimar su densidad: un 86% de la densidad del agua. En otras palabras, se trata de un cuerpo muy poroso y que probablemente contiene hielo en su interior. Un cuerpo de esta naturaleza no podría haber existido ahí hace mucho tiempo ya que, como vimos al hablar de las generalidades de Júpiter, en el pasado el gigante lo era aún más y estaba bastante más caliente, con lo que una luna tan porosa y helada se hubiera disgregado y desaparecido. Por tanto, pensamos que Amaltea es probablemente un asteroide capturado por la gravedad joviana.
Aunque las fotos de que disponemos son en blanco y negro, el análisis espectroscópico muestra que Amaltea es un satélite rojizo, con compuestos de azufre en la superficie, tal vez capturados de los emitidos por la luna Io, de la que hablaremos en una entrega posterior. Sin embargo, la cara frontal en el movimiento de la luna es de color más claro que la posterior: pensamos que los impactos son más frecuentes “por delante” en el movimiento de Amaltea, lo cual muestra más de su interior helado que en la cara posterior, más intacta.
El último anillo, el más tenue y el más externo de todos, es el anillo difuso de Tebe, de estructura y características similares –aunque más débil, como digo– a los del de Amaltea. De hecho, el de Tebe no tiene un límite interno bien definido, sino que se mezcla con el de Amaltea: de ahí que en el diagrama del principio del artículo ambos se superpongan de Amaltea hacia dentro. Hacia fuera, una vez más, el límite del anillo coincide más o menos con la órbita de Tebe, a unos 226 000 km de radio.
Esta cuarta luna interior de Júpiter, Tebe, recibe su nombre, como casi todos los planetas y satélites del Sistema, de la mitología; en este caso de la ninfa Tebe o Tebas –de la que proviene el nombre de la ciudad de Tebas–, uno de los innumerables amoríos de Zeus. Se trata una vez más de un satélite muy pequeño, y que sufre la agresión continua de los impactos de objetos de distintos tamaños, como sus compañeros: tiene unos 116x98x94 km y una forma muy irregular. Como los anteriores, siempre muestra la misma cara hacia Júpiter. Como Amaltea, el color de la cara “frontal” es diferente de la “posterior” en el movimiento de Tebe en su órbita, por la misma razón.
Tebe es tan pequeña, y algunos de los objetos que han impactado contra ella tan grandes, que algunos de los cráteres que adornan su superficie son comparables en tamaño al propio satélite. El más grande, que ves en la fotografía de arriba, tiene unos 40 km de diámetro y se llama Zeto, por el marido de Tebe.
En posteriores entregas hablaremos de otros satélites de Júpiter –que, como hemos dicho en alguna ocasión, tiene docenas–, pero aunque se trate en muchos casos de objetos más complejos e interesantes que estas rocas espaciales, no las olvides después: Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe, hijas o amantes del gigante y consumidas poco a poco por su gravedad y la abrasión de los objetos menores que pueblan estas regiones tan cercanas a Júpiter. Muchas veces estas pequeñas lunas, embebidas en los anillos, son relegadas a un segundo plano por la magnificencia de Io y similares.
Pero olvidémonos por un momento de los satélites jovianos, a los que volveremos muy pronto, y miremos hacia el Leviatán de nuevo con ojos más perceptivos que los de Galileo: los de la misión Cassini-Huygens, que aún sigue en marcha en la actualidad, aunque no precisamente en Júpiter.
El objetivo principal de esta misión es realmente Saturno y sus satélites, y de ella hablaremos más en profundidad cuando lleguemos a ese otro gigante del Sistema Solar; sin embargo, como tantas otras sondas cuyo destino se encuentra en las regiones exteriores del sistema, pasó bastante cerca de Júpiter, y nos regaló imágenes extraordinarias, debido a la mayor calidad de sus instrumentos ópticos que la de sus predecesoras –te aseguro que hoy sales de aquí con más de un fondo de pantalla espectacular, empezando por la primera foto del artículo–. Cassini fue lanzada el 15 de octubre de 1997, y alcanzó su máxima cercanía al planeta (unos 10 millones de kilómetros) el 30 de diciembre del año 2000; todavía le quedarían otros cuatro años para alcanzar Saturno.
Cassini obtuvo unas 26 000 imágenes de Júpiter, con una resolución mayor de la que nunca habíamos obtenido antes, incluso teniendo en cuenta que pasó más lejos que otras sondas anteriores. El mapa de Júpiter elaborado por esta sonda tiene una resolución de unos 60 km, lo cual no está nada mal. Cassini se aproximó a Júpiter desde un plano más o menos ecuatorial, con lo que fue capaz de ir tomando fotografías del planeta según éste rotaba (como recordarás, más o menos una vuelta cada diez horas) y, montando todas esas fotos, es posible tener composiciones como las dos siguientes, con las que tienes un mapa completo del hemisferio norte y del hemisferio sur del monstruo. Debido al ángulo de aproximación, los polos no salen muy bien, pero el resto es magnífico. Mis palabras sobran:
Aquí tienes otro mapa, en este caso una proyección cilíndrica. Como puedes ver, según aumenta la latitud y el ángulo de visión empeora, la calidad también sufre:
Sé que esto es una especie de sobrecarga de imágenes, pero si os enseño menos, no me quedo satisfecho, ¡tanta belleza! Ésta otra fue tomada el día de año nuevo de 2001; en ella se ve la luna Io sobre Júpiter, maravillosos los dos (de Io, por supuesto, hablaremos en su propio artículo):
Ya mostramos en un artículo anterior la animación del mapa cilíndrico con las nubes fluyendo, pero aquí tienes esa animación en una proyección esférica, en la que se ve el planeta mismo “vivo” durante diez días… suponiendo que siempre le diese el sol, claro, y que siempre estuvieras en el mismo punto de la superficie, pero sigue siendo fascinante:
Existen también otras animaciones maravillosas, pero de un tamaño que no quiero poner “a pelo” en la página, aquí. Y puedes ver muchas más imágenes tomadas por Cassini a su paso por Júpiter en esta página del JPL de la NASA.
Tras esta mirada tetrapartita al gigante, dedicaremos dos breves entradas a aspectos especulativos; en la de dentro de un par de semanas, las posibilidades de colonización de Júpiter.
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Pedro Gómez-Esteban González. (2009). El Tamiz. Recuperado de: https://eltamiz.com/el-sistema-solar/
