Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (26 page)

Llegó a la conclusión de que los cuatro pequeños cuerpos giraban en torno de Júpiter, lo mismo que la Luna alrededor de la Tierra. Fueron los primeros objetos del Sistema Solar, invisibles al ojo desnudo, en ser descubiertos por el telescopio. Asimismo, constituían una prueba visible de la existencia de algunos cuerpos en el Sistema Solar que no giraban alrededor de la Tierra.

Kepler acuñó la palabra
satélite
para esos cuatro objetos, según una voz latina para la gente que sirve en el cortejo de algún hombre rico o poderoso. Desde entonces, los objetos que rodean a un planeta han sido llamados así. La Luna es el satélite de la Tierra, y el
Sputnik I
fue un satélite artificial.

Esos cuatro satélites de Júpiter fueron agrupados como
satélites galileanos
. Poco después del descubrimiento de Galileo, recibieron nombres individuales por parte de un astrónomo holandés, Simón Marius. Desde el exterior de Júpiter son Ío, Europa, Ganimedes y Calisto, cada uno de ellos un nombre de alguien asociado con Júpiter (Zeus para los griegos) en los mitos.

Ío, el más cercano de los galileanos, se encuentra a 432.000 kilómetros del centro de Júpiter, más o menos la distancia de la Luna desde el centro de la Tierra. Sin embargo, Ío gira en torno de Júpiter en 1,77 días, y no en los 27,32 que la Luna necesita para girar en torno de la Tierra, Ío se mueve con mucha mayor rapidez a causa de que se encuentra bajo la atracción gravitatoria de Júpiter que, como corresponde a la gran masa de Júpiter, es mucho más intensa que la de la Tierra. (Asimismo, se calcula la masa de Júpiter a través de la velocidad de Ío.)

Europa, Ganimedes y Calisto, respectivamente, se encuentran a 688.000, 1.097.000 y

1.932.000 kilómetros de Júpiter, y giran en torno de él en 3,55 días, 7,46 días y 16,69 días. Júpiter y sus cuatro satélites galileanos constituyen una especie de sistema solar en miniatura, y su descubrimiento hizo mucho más creíble el esquema copernicano de los planetas.

Una vez los satélites hicieron posible determinar la masa de Júpiter, la gran sorpresa la constituyó que esta masa es demasiado baja. Debe de ser 318,4 mayor que la Tierra, pero su volumen es 1.400 veces el terrestre. Si Júpiter ocupa 1.400 veces más espacio que la Tierra, ¿por qué no posee 1.400 veces la masa de la Tierra y, por lo tanto, ser

1.400 veces más masivo? La respuesta es que cada parte de Júpiter posee una masa menor que la parte equivalente de la Tierra. La densidad de Júpiter es muy pequeña.

En realidad, la densidad de Júpiter es sólo 1,34 veces la del agua, o sólo 1,25 la densidad de la Tierra. De forma clara, Júpiter debe de estar compuesto por materiales menos densos que las rocas y los metales.

Los mismos satélites son comparables a nuestra Luna. Europa, el menor de los cuatro, tiene un diámetro de 3.200 kilómetros, un poco menor que el de la Luna, Ío, con una anchura de 3.645 kilómetros, más o menos el de la Luna. Calisto y Ganimedes son cada uno de ellos mayores que la Luna. Calisto tiene un diámetro de 4.967 kilómetros, y Ganimedes de 5.380 kilómetros.

Ganimedes es en realidad el satélite mayor del Sistema Solar y posee una masa 2,5 veces superior a la de la Luna. En realidad, Ganimedes es claramente más grande que el planeta Mercurio, mientras Calisto tiene más o menos el tamaño de Mercurio. Éste último, no obstante, está compuesto por materiales más densos que Ganimedes, por lo que el gran cuerpo de Ganimedes tiene sólo las tres quintas partes de la masa de Mercurio, Ío y Europa, los dos satélites interiores, son casi tan densos como la Luna y deben estar formados por material rocoso. Ganimedes y Calisto poseen densidades muy parecidas a la de Júpiter y deben estar formados por materiales ligeros.

No resulta sorprendente que Júpiter tenga cuatro satélites grandes y la Tierra sólo uno, considerando lo grande que es el primero. En realidad, la sorpresa sería que Júpiter no tuviese más, o la Tierra aún menos.

Los cuatro satélites galileanos juntos tienen 6,2 veces la masa de la Luna, pero sólo 1/4.200 la masa de Júpiter, el planeta en torno del cual giran. La Luna en sí, posee un 1/81 de la masa de la Tierra, el planeta sobre el que gira.

Por lo general, los planetas tienen satélites pequeños en comparación consigo mismos, como le sucede a Júpiter. De los planetas pequeños, Venus y Mercurio carecen de satélites (aunque Venus sea casi del tamaño de la Tierra) y Marte tiene dos satélites, pero muy pequeños. El satélite de la Tierra es tan grande, que ambos cuerpos podrían casi considerarse como un planeta doble. (Hasta recientemente, se pensaba que la Tierra era algo único a este respecto, pero esto resultaba algo erróneo, como veremos más adelante en este capítulo.)

Durante casi tres siglos, después del descubrimiento de Galileo, no se descubrieron más satélites en Júpiter, aunque durante ese tiempo se descubrieron quince satélites en otros planetas.

Finalmente, en 1892, el astrónomo norteamericano Edward Emerson Barnard detectó una chispa de luz cerca de Júpiter, tan tenue que resultaba casi imposible verla entre el resplandor de la luz de Júpiter. Se trataba del quinto satélite de Júpiter y el último satélite en ser descubierto por la observación visual. Desde entonces, se han descubierto otros satélites gracias a las fotografías tomadas desde la Tierra o bien con ayuda de sondas.

El quinto satélite fue llamado Amaltea (por el nombre de una ninfa que se supone que crió a Zeus cuando era niño). Este nombre sólo se hizo oficial a partir de la década de 1970.

Amaltea se halla sólo a 185.000 kilómetros del centro de Júpiter y gira en torno del planeta en 11,95 horas. Está más cerca que cualquier otro de los satélites galileanos, una razón para que tardase tanto en descubrirse. La luz de Júpiter es cegadora a esa distancia. Por otra parte, su diámetro es de sólo 255 kilómetros, sólo un treintavo del galileano más pequeño y es, además, muy poco luminoso.

No obstante, Júpiter demostró tener otros satélites, incluso más pequeños que Amaltea y, por lo tanto, aún más apagados. La mayor parte de los mismos se hallan localizados muy lejos de Júpiter, más allá de la órbita de cualquiera de los galileanos. En el siglo XX, han sido detectados ocho de esos
satélites exteriores:
el primero en 1904, y el octavo en 1974. En ese tiempo, se les ha designado sólo con números romanos, en el orden de su descubrimiento, desde Júpiter VI a Júpiter XIII.

El astrónomo norteamericano Charles Dillon Perrine descubrió Júpiter VI en diciembre de 1904 y Júpiter VII en enero de 1905. Júpiter VI tiene unos 100 kilómetros de diámetro, y Júpiter VII sólo 35 kilómetros.

Júpiter VIII fue descubierto en 1908 por el astrónomo británico P. J. Melotte, mientras que el astrónomo norteamericano Seth B. Nicholson descubrió Júpiter IX en 1914, Júpiter X y Júpiter XI en 1938, y Júpiter XII en 1951. Estos últimos tienen cada uno 25 kilómetros de anchura.

Finalmente, el 10 de setiembre de 1974, el astrónomo estadounidense Charles T. Kowal descubrió Júpiter XIII, que sólo tiene unos 15 kilómetros de diámetro.

Esos satélites exteriores se dividen en dos grupos. Los cuatro interiores —VI, VII, XII y XIII— se hallan a unas distancias medias de Júpiter en las vecindades de los 12 millones de kilómetros, por lo que se hallan seis veces más lejos de Júpiter que Calisto (el galileano más exterior). Los otro cuatro exteriores, de promedio, están a unos 23 millones de kilómetros de Júpiter, por lo que se hallan dos veces más lejos que los cuatro interiores.

Los satélites galileanos giran todos en torno de Júpiter en el plano del ecuador del planeta, y casi exactamente en unas órbitas circulares. Esto es algo que cabía esperar y se debe al efecto de mareas de Júpiter (que discutiré luego en el capítulo siguiente) sobre los satélites. Si la órbita de un satélite no se encuentra en el plano ecuatorial (es decir, se halla
inclinada)
, o si no es circular (o sea, es excéntrica), en ese caso el efecto de mareas, con el tiempo, atrae al satélite al plano orbital y convierte la órbita en circular.

Aunque el efecto de mareas es proporcional a la masa del objeto afectado, se debilita con rapidez a causa de la distancia y es inversamente proporcional al tamaño del objeto afectado. Por lo tanto, a pesar de su gran masa, Júpiter ejerce sólo un débil efecto de marea sobre los pequeños satélites exteriores. Así, aunque cuatro de ellos se encuentran aproximadamente a la misma distancia de Júpiter (de promedio), y los otros cuatro están más o menos a otra distancia, no existe un peligro inminente de colisiones. Con cada órbita diferentemente inclinada y excéntrica, ninguno llega a aproximarse al otro mientras gira en torno del planeta.

El grupo exterior de cuatro de esos satélites exteriores poseen órbitas inclinadas hasta cierto grado, que se han retorcido al revés, por así decirlo. Giran en torno de Júpiter de una forma retrógrada, moviéndose en el sentido de las agujas del reloj (tal y como se ven desde encima del polo norte de Júpiter), más bien que en sentido opuesto, como lo hacen los demás satélites de Júpiter.

Es posible que esos pequeños satélites exteriores sean asteroides capturados (cosa que discutiré más adelante en este capítulo) y, como tales, sus órbitas irregulares pueden deberse a que han formado parte del sistema de satélites de Júpiter desde hace relativamente poco tiempo —sólo desde su captura— y el efecto de marea les ha afectado menos tiempo para modificar sus órbitas. Además, es posible mostrar que es más fácil para un planeta capturar a un satélite si el satélite se aproxima de una forma en que se mueva en torno del planeta en órbita retrógrada.

El satélite que se aleja más de Júpiter es Júpiter VIII (en la actualidad llamado Pasifae, pues a los cuatro satélites exteriores se les ha dado nombres oficiales —algunos oscuros nombres mitológicos—). Su órbita es tan excéntrica que, en su punto más alejado, Pasifae se halla a 35 millones de kilómetros de Júpiter, unas 50 veces más lejos de lo que ha estado jamás la Luna respecto de la Tierra. Se trata del satélite conocido más alejado respecto del planeta en torno del que gira.

Júpiter IX (Sinope) tiene una levemente más larga distancia media que Pasifae, y por lo tanto tarda más tiempo en girar alrededor de Júpiter. Sinope da una vuelta a Júpiter en 785 días, o casi exactamente dos años y un mes. Ningún satélite conocido tiene un período de revolución tan largo.

¿Y qué podemos decir del mismo Júpiter? En 1961, Cassini, al estudiar Júpiter con su telescopio, observó que no era un círculo de luz sino, más bien, una definida elipse. Esta observación significaba que, al ser tridimensional, Júpiter no era una esfera sino un esferoide achatado, es decir, parecido a una mandarina.

Esto resultaba asombroso dado que el Sol y la Luna (esta última, llena) son círculos perfectos de luz y parecen, por lo tanto, unas esferas perfectas. Sin embargo, la teoría de Newton (entonces por completo nueva) explicaba la situación perfectamente. Como veremos en el capítulo siguiente, una esfera
en rotación
cabe esperar que sea un esferoide achatado. La rotación origina que una esfera que gira se abulte en las regiones ecuatoriales y se achate en los polos y, cuanto más rápida sea la rotación, más extremo será el alejamiento de la esfericidad.

Por lo tanto, el diámetro de un punto en el ecuador respecto de otro punto en el otro lado (el diámetro ecuatorial), debe ser más largo que el diámetro desde el polo norte hasta el polo sur
(diámetro polar)
. El diámetro ecuatorial de Júpiter, el diámetro usual dado en los libros de astronomía, es de 146.000 kilómetros, pero el diámetro polar es sólo de 137.000 kilómetros. La diferencia entre ambos es de 9.000 kilómetros (unos dos tercios del diámetro total de la Tierra), y esta diferencia dividida por el diámetro ecuatorial nos da una cifra conocida como
achatamiento
. El achatamiento de Júpiter es de 0,062 o, en fracción, más o menos una sexagésima parte.

Mercurio, Venus y nuestra Luna, que giran muy lentamente, no poseen achatamientos medibles. Mientras el Sol gira a moderada velocidad, su enorme atracción gravitatoria le impide abombarse demasiado y él, asimismo, carece de achatamiento medible. La Tierra rota moderadamente aprisa y tiene un pequeño achatamiento de 0,0033. Marte tiene también una moderada velocidad de rotación, y una atracción gravilatoria pequeña para que pueda abombarse, por lo que su achatamiento es de 0,0052.

Júpiter posee un achatamiento de cerca de diecinueve veces el de la Tierra, a pesar de una atracción gravitatoria mucho mayor: por lo tanto, cabe esperar que Júpiter gire con mucha mayor rapidez sobre su eje. Y así es en efecto. El mismo Cassini, en 1965, siguió las marcas en la superficie de Júpiter mientras se movían de una forma fija por el globo, y observó que el período de rotación estaba por debajo de las 10 horas. (La cifra actual es de 9,85 horas, o dos quintos de un día terrestre.)

Aunque Júpiter posee un período rotacional mucho más breve que el de la Tierra, en realidad es mucho mayor que la Tierra. Un punto en el ecuador terrestre viaja más de 1.700 kilómetros en una hora y realiza un circuito completo en 24 horas. Un punto en el ecuador de Júpiter viaja 46.200 kilómetros en una hora y completa un circuito del planeta en 9,85 horas.

Las manchas observadas por Cassini (y por otros astrónomos después de él) están siempre cambiando y no es muy probable que formen parte de una superficie sólida. Lo que esos astrónomos estaban viendo era más parecido a una capa de nubes, como en el caso de Venus, y las manchas podrían ser varios sistemas de tormenta. También existen unas rayas paralelas al ecuador de Júpiter que deben ser el resultado de los vientos prevalentes. En su mayor parte, Júpiter es de color amarillo, mientras que las rayas coloreadas varían desde el naranja al castaño, con ocasionales trozos de blanco, azul o gris.

La marca más notable en la superficie de Júpiter fue vista en primer lugar por el científico inglés Robert Hooke, en 1664 y en 1672 Cassini realizó un bosquejo de Júpiter que mostraba esta marca como una gran mancha redonda. La mancha apareció en otros dibujos años después, pero no fue hasta 1878 cuando fue descrita dramáticamente por un astrónomo alemán, Ernest Wilhelm Tempel. En aquella ocasión le pareció del todo roja, y había sido ya conocida desde los griegos como la Mancha Roja. El color cambia con el tiempo y en ocasiones es tan pálida que la mancha a duras penas puede verse con un pobre telescopio. Es una zona oval de 49.000 kilómetros de longitud de Este a Oeste y de 13.000 kilómetros de Norte a Sur, tal y como se ve desde la Tierra.