Los satélites de Júpiter

Actualmente se conocen 97 satélites o lunas de Júpiter, segundo grupo más numeroso tras el de Saturno. La mayoría de ellas son pequeñas lunas, excepto las cuatro primeras en ser descubiertas de todo el sistema solar, conocidas como las lunas galileanas. Estos cuatro fascinantes mundos son enormes, la mayor de ellas Ganímedes es además la luna más grande del sistema solar y más grande que Mercurio y exceptuando Ío, cubierto de volcanes activos, las otras tres, Europa, Ganímedes y Calisto, son candidatas a mundo océano, podrían tener un océano bajo su superficie. Mientras que las lunas galileanas superan los 3100 km de diámetro el resto de lunas de Júpiter no superan los 200 km de diámetro aunque la mayoría tiene de dos a tres km de diámetro.

Tras el descubrimiento de las cuatro lunas mayores por Galileo Galilei en 1610, hubo que esperar para ampliar la familia de satélites de Júpiter hasta 1892, cuando Edward Emerson Barnard descubrió Amaltea usando telescopio, una luna interior de forma irregular de 167 km de diámetro. Como curiosidad, Amaltea fue la última de las lunas descubiertas visualmente desde un telescopio y no a través de fotografías o sondas espaciales.

Gracias a la fotografía telescópica ya en el siglo XX se fueron descubriendo nuevas lunas exteriores y algunas retrógradas como Himalia, Elara, Pasífae, Sinope, Lisitea y Carme, Ananké y Leda. Cuando las sondas Voyager llegaron a Júpiter en 1979 se conocían 13 lunas y durante su misión se descubrieron tres lunas más, las interiores Metis, Adrastea y Tebe.

Durante 20 años el número permaneció inalterable en 16 lunas hasta que un grupo de investigadores liderados por Scott S. Shepard y David C. Jewitt y mediante el uso de detectores sensibles con base en tierra, ampliaron el número con 32 nuevos descubrimientos, pequeñas lunas con órbitas muy excéntricas que bien pudieron ser asteroides o cometas capturados y fragmentados. Ya en el presente siglo se ha elevado la cifra a un total de 97 lunas, las dos últimas confirmadas en mayo de 2025.

Los satélites de Júpiter se clasifican en dos tipos, regulares e irregulares. Los primeros en ser descubiertos reciben desde 1975 nombres propios de la mitología greco-romana relacionado con Júpiter o Zeus mientras que el resto están pendientes de que la UAI les asigne un nombre.

Se consideran satélites regulares a las ocho lunas más próximas al planeta, las cuatro lunas interiores Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe y a las cuatro lunas galileanas Ío, Europa Ganímedes y Calisto.

Los satélites irregulares o exteriores de Júpiter tienen órbitas muy excéntricas y dependiendo de su inclinación se suelen agrupar en seis grupos o familias, las cuales son designadas por el nombre del cuerpo de mayor tamaño en cada caso, grupo de Himalia, grupo de Carmé, grupo de Ananké y grupo de Pasifae, estos tres últimos orbitan el planeta de forma retrógrada.

Las lunas Galileanas

En 1610, Galileo Galilei hizo un descubrimiento que cambiaría para siempre nuestra comprensión del Universo. Con su telescopio, pudo ver cuatro lunas orbitando alrededor de Júpiter, un descubrimiento que demostró que otros planetas también podían tener satélites. Estas lunas, que ahora se conocen como las lunas galileanas Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, son mundos fascinantes que ofrecen una visión única de la formación y evolución de los planetas y el sistema solar.

Lo que sabemos principalmente de estos mundos es gracias a observaciones realizadas desde telescopios terrestres, del telescopio espacial Hubble y las sondas gemelas Voyager 1 y Voyager 2, la misión Galileo y la sonda Juno, esta última aún operativa en órbita de Júpiter.

Ío

Ío es la luna galileana más próxima a Júpiter y la tercera en tamaño, con 3.264 km de diámetro es algo mayor que la Luna terrestre. Es un mundo fascinante que destaca por su intensa actividad volcánica.

Ío es un mundo volcánicamente activo debido a las fuerzas de marea provocadas por la gran atracción gravitatoria de Júpiter. Estas fuerzas calientan el interior de Ío, provocando la fusión de rocas y el ascenso de magma a la superficie. Ío tiene más de 400 volcanes activos, que escupen lava a la superficie. La lava de Ío está compuesta principalmente de azufre, que le da a la superficie un aspecto rojo y naranja.

Algunas de las erupciones de Ío expulsan material a más de 300 km del planeta. Este material es ionizado por el potente campo magnético de Júpiter y arrastrado por las líneas de campo magnético hasta la atmósfera superior del planeta, ayudando a formar las auroras en el planeta.

El interior de Ío podría ser similar a los planetas telúricos, compuestos principalmente de rocas de silicatos. Según algunos modelos, Ío probablemente posea un núcleo fundido de hierro y sulfuro de hierro, lo que explicaría la existencia de una pequeña magnetosfera inducida.

Aunque las temperaturas medias son de -140ºC, en algunas regiones calientes cubiertas por flujos de lava alcanzan los 1.700ºC.

Ío tarda lo mismo en completar una vuelta sobre sí mismo, 1,8 días terrestres, que sobre Júpiter por lo que siempre muestra a Júpiter la misma cara, a una distancia de 421.800 km.

Europa

Es la menor de las cuatro lunas galileanas y tiene un diámetro de 3.122 km, de tamaño muy similar a la Luna. Desde el punto de vista astrobiológico es junto a la luna Encélado de Saturno, uno de los “mundos océano” candidatos a albergar vida en el sistema solar. La comunidad científica cree que bajo la joven corteza helada repleta de fracturas lineales hay un océano global de agua salada de entre 60 y 150 km de profundidad. Es posible que bajo el océano haya fumarolas volcánicas o hidrotermales y por tanto existan los tres ingredientes necesarios para la vida tal como la conocemos, agua líquida, energía y elementos químicos.

La superficie de la luna Europa es muy lisa y poco caracterizada, por lo que se piensa que es una superficie joven y activa. Posee una serie de vetas oscuras que se cruzan por toda la superficie del satélite posiblemente originadas por rupturas de la corteza debido a las fuerzas de marea ejercidas por el planeta Júpiter.

Cuenta con una atmósfera muy tenue compuesta principalmente de oxígeno, de origen no biológico. Tiene un campo magnético débil, de intensidad similar al de Calisto y de ¼ de la intensidad del campo magnético de Ganímedes. Observaciones durante la misión Galileo sugieren que hay un material conductor bajo la superficie, probablemente agua salada. En 2014 se detectaron indicios de que posee placas tectónicas sobre la gruesa cubierta helada y gracias al telescopio James Webb en septiembre de 2023 se detectó dióxido de carbono.

A finales de la década llegarán dos sondas a estudiar Europa, la sonda JUICE de la ESA que realizará dos sobrevuelos y la sonda Europa Clipper de la NASA, que realizará hasta 45 sobrevuelos a altitudes de entre 2.700 km y 25 km. La sonda Europa Clipper llevará cámaras y espectrómetros para mapear la superficie de cara a planificar una futura sonda de aterrizaje y un potente radar capaz de penetrar el hielo, que permitirá determinar el grosor de la cubierta helada europana y confirmará o no la presencia de agua en lagos u océanos subterráneos.

Europa orbita Júpiter a 671.100 km de distancia y al igual que Ío, siempre presenta la misma cara a Júpiter, siendo su período de rotación y traslación de algo más de 3 días terrestres y medio, el doble que Ío y la mitad que Ganímedes. Está en resonancia orbital tanto con Ío como con Ganímedes por lo que estas perturbaciones en su órbita y la atracción de Júpiter podrían generar alguna fuente de calor que haga permanecer el agua líquida en su interior.

Ganímedes

Es la mayor luna de Júpiter y de todo el Sistema Solar, tiene un diámetro de 5.268 km, más grande incluso que el planeta Mercurio. Posee una tenue atmósfera y gracias al orbitador Galileo de la NASA sabemos desde 2002 que Ganímedes posee un campo magnético, de una intensidad que apenas alcanza el 1% del campo magnético terrestre, convirtiéndose en la primera y única luna del sistema solar en tener magnetosfera propia. A diferencia de campos magnéticos inducidos débiles registrados en Europa y Calisto, el campo magnético de Ganímedes es producido por el núcleo metálico parcialmente fundido de su interior y por un campo inducido debido a la posible presencia de océanos subterráneos.

La superficie de Ganímedes presenta muchas crestas y surcos conocidos como sulcus, que sugieren que su superficie atravesó un período convulso en un pasado lejano. Se han observado numerosos grandes cráteres llanos con un diámetro de entre 50 y 400 km. Bajo la cubierta de hielo se cree que podría haber un océano de agua líquida subterráneo sobre un manto de hielo. A diferencia del hipotético océano de Europa, el de Ganímedes podría no estar en contacto con el manto rocoso sino dispuesto en capas de agua líquida alternas entre capas de hielo. Por ese motivo y desde el punto de vista astrobiológico tiene menores posibilidades que el de Europa en albergar algún tipo de vida.

Ganímedes tarda 7,3 días terrestres en completar una vuelta sobre Júpiter y sobre sí mismo,presentando siempre la misma cara al planeta al igual que el resto de lunas galileanas.

La sonda JUICE de la ESA llegará a Júpiter en julio de 2031 y realizará varios sobrevuelos sobre las lunas heladas, 12 de ellos sobre Ganímedes hasta que en diciembre de 2034 entre finalmente en órbita de la luna, donde permanecerá hasta septiembre de 2035 estudiando la luna en profundidad a 500 km de altitud.

Calisto

Es la más exterior de las cuatro lunas galileanas y la segunda en tamaño, tiene un diámetro de 4.821 km, prácticamente similar a Mercurio. Orbita a una distancia media de 1,9 millones de km de Júpiter, completando el periodo orbital en tan solo 17 días terrestres. A esta distancia la influencia de la magnetosfera de Júpiter en Calisto es menor y las fuerzas de marea apenas lo afectan. El período de rotación es de duración similar al de traslación por lo que presenta la misma cara a Júpiter.

La superficie de Calisto es poco activa geológicamente y por ello mantiene muchos y variados cráteres de impacto, considerándose la superficie más antigua y craterizada del sistema solar. En ella se especula que podría existir materia orgánica compleja, quizás en forma de tolinas. A diferencia del resto de lunas galileanas, el núcleo de Calisto contiene principalmente silicatos. Calisto también es un candidato a “mundo océano”, diferentes modelos del interior de la luna sugieren la posible existencia de un océano subterráneo de agua salada a una profundidad de 100 km. Posee una tenue atmósfera formada principalmente por dióxido de carbono.

En 2029 partirá hacia Júpiter la misión china Tianwen 4. Llegará a la órbita del planeta en mayo de 2033 y en 2038 se colocará en órbita de Calisto. Antes de eso, la sonda europea JUICE realizará 21 sobrevuelos a Calisto, los más cercanos a una distancia de tan solo 200 km, para alterar su inclinación orbital y entrar en órbita de Ganímedes.

Satélites interiores de Júpiter

Las lunas interiores de Júpiter, también denominado Grupo de Amaltea, son los cuatro satélites conocidos más próximos al planeta: Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe. De aspecto irregular, son lunas muy pequeñas con órbitas muy circulares, prógradas y de poca inclinación respecto el plano ecuatorial del planeta. El mayor de ellos es Amaltea con un diámetro en su lado más largo de 262km.

Las lunas interiores mantienen la estabilidad del tenue sistema de anillos de Júpiter. Mientras Metis y Adrastea mantienen el anillo principal del planeta, Amaltea y Tebe mantienen sus débiles anillos externos.

Satélites irregulares de Júpiter

Por definición los satélites irregulares son cuerpos con órbitas distantes, inclinadas y a menudo excéntricas y retrógradas. Posiblemente capturados por el planeta, se conocen actualmente un total de 89 satélites irregulares de Júpiter.

Por lo general se enumeran en diferentes grupos o familias aunque hay varios miembros aislados.

De los satélites prógrados, el más próximo al planeta es la luna aislada Temisto a 7,5 millones de km de distancia, seguido del Grupo de Himalia, que comparten una inclinación media de 28º y una coloración similar a los asteroides de tipo C. Son nueve miembros con órbitas de entre 11 y 13 millones de km de distancia. Los más grandes conocidos son Himalia, de forma irregular con un diámetro de 170 km algo mayor que Amaltea, y Elara, de tan solo 86 km. A una mayor distancia y también progrados está el Grupo de Carpo de solo dos miembros a 17 millones de km y la también luna aislada Valetudo a 19 millones de km.

De los retrógrados se enumeran tres grupos o familias principales.

El grupo de Ananké está compuesto por 26 lunas que comparten una inclinación media de 148º respecto a a la eclíptica del planeta y a una distancia orbital de entre 19,3 y 22,7 millones de km. Ananke presenta un color rojo claro, el resto son de color gris. Solo Ananké (28km) y Praxídice (7km) superan los 5 km de diámetro y posiblemente al grupo se formó por la fragmentación fruto de una colisión.

El grupo de Carmé la componen 30 lunas que comparten una inclinación promedio de 165º y una coloración rojiza clara, similar a los asteroides de tipo C. Orbitan el planeta a una distancia de entre 22 y 24 millones de km. El único miembro que supera los 5km de diámetro es Carmé (46km).

El grupo Pasífae está muy disperso y la componen 18 lunas, sus miembros apenas superan los 5km exceptuando los tres mayores: Pasífae (60km), Sinope (38km) y Calírroe (9km). Orbitan el planeta a una distancia entre 22 y 25 millones de km con una inclinación media de 150º.