Satélites de JúpiterLos Satélites galileanos (de izquierda a derecha y en orden según su distancia a Júpiter): Io, Europa, Ganímedes y Calisto. Los satélites de Júpiter descubiertos hasta ahora son 63,1entre los que destacan los cuatro grandes satélites Ío,Europa, Ganímedes y Calisto, que son los más conocidos por ser los únicos observables con instrumentos ópticos modestos, éstos forman un grupo, conocidos como satélites galileanos o las lunas de Galileo y son cuerpos planetarios con radios (en kilómetros) entre 1.569 de Europa hasta los 2.631 de Ganímedes. Sólo la Luna con 1.738 km de radio es mayor que Europa, el resto son mayores que la Luna de la Tierra, si estuviesen girando en torno al Sol serían considerados como planetas enanos. Respecto a los sesenta satélites restantes, son de un tamaño ínfimo y deformes, como los asteroides, destacan Himalia con 90 km de radio y Amaltea cuyo semieje mayor es de 135 km (135×85×75), los demás tienen pocos kilómetros de radio, y a partir de Leda ya con 8 km de radio, encontramos que los últimos descubiertos tienen radios inferiores a los 2 km mayoritariamente. Los primeros 50 satélites de Júpiter tienen nombre propio aprobado por la U.A.I. Índice [ocultar] 1 Características generales 2 Historia de los descubrimientos o o o 2.1 Desde 1892 hasta 1975 2.2 Descubrimientos desde el espacio 2.3 Nuevos descubrimientos desde el 2000 hasta la actualidad 3 Nomenclatura 4 Listado completo 5 Agrupaciones o 5.1 Tipologías 6 Véase también 7 Referencias 8 Enlaces externos [editar]Características generales Existen tres grandes categorías:2 Los satélites interiores o grupo de Amaltea, los principales y el resto de los exteriores, de pequeño tamaño. Los ocho primeros son regulares, progrado, es decir, giran en el mismo sentido en que gira el propio planeta, luego en sentido antihorario desde una visión boreal, con órbitas casi circulares y en el plano ecuatorial. Los primeros cuatro, situados entre 1,79 y 3,11 radios de Júpiter,3 también conocidos colectivamente como el grupo de Amaltea, la familia interna o la familia del anillo, están formados por Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe todos inmersos en franjas del sistema deAnillos de Júpiter. A continuación y a partir de 6 radios de Júpiter para continuar con los satélites galileanos: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, fuertemente achatados como consecuencia del efecto de marea. Los satélites irregulares están más alejados, a partir de cientos de veces el radio de Júpiter, llegando a cerca de 400. Sus órbitas son prácticamente elípticas con gran excentricidad, y sus planos orbitales están fuertemente inclinados respecto al plano ecuatorialjoviano, se supone que son capturas. Además, muchos tienen movimiento retrógrado (en sentido horario). Los tamaños son muy variados. Los satélites principales tienen tamaño de planeta enano, tres de los cuatro son superiores a la Luna, siendo Ganímedes con un diámetro de 5200 km el mayor de todos, así como el noveno mayor objeto del Sistema Solar, siendo mayor que Mercurio. Hay otros satélites de tamaño intermedio (entre 250 y 80 km de diámetro) y la gran mayoría tienen tamaños ínfimos, de menos de 5 km de diámetro. Las formas de las órbitas también varían desde circulares en los primeros ocho satélites regulares hasta las más lejanas, excéntricas e inclinadas. Los periodos orbitales varían desde algo más de 7 horas hasta casi 300 años, en los más alejados. [editar]Historia de los descubrimientos Satélites de Júpiter descubiertos en 1610 Denominación (Galileo Galilei) Nombre (Simon Marius) [I] Ío [II] Europa [III] Ganímedes [IV] Calisto En el año 346 a. C. el astrónomo chino Gan De hace referencias al descubrimiento de satélites en Júpiter a través de unos anales de la astronomía. Sin embargo dado que no es un hecho verificable, no es considerado como tal. Quienes tengan buena agudeza visual podrían vislumbrar a simple vista alguno o todos ellos, a veces Ganímedes y Calisto están separados entre 5 y 10 minutos de arco. Y si no fuese por la brillantez de Júpiter, podrían ser vistos a simple vista, ya que los galileanos tienen magnitudes aparentes entre 4,6 y 5,6. No fue hasta 1610 tras dirigir Galileo Galilei su telescopio de cincuenta aumentos cuando descubrió las cuatro lunas de Júpiter, los posteriormente conocidos como satélites galileanos y que nombró utilizando números romanos, dado que en ocasiones aparecen alineados en el ecuador, optó por asignarlos en orden de cercanía al planeta. El astrónomo Simon Marius, al que deben su nombre actual estos satélites,4 reivindicó igualmente su descubrimiento por las mismas fechas, aunque no pudo aportar pruebas. Simon Marius quiso denominar colectivamente a estas lunas con el nombre de "Las Estrellas de Brandenburgo" a lo que Galileo replicó con el nombre de "Estrellas medíceas" en honor a los Médici, sus benefactores. [editar]Desde 1892 hasta 1975 Satélites de Júpiter descubiertos entre 1892 y 1975 Año del Denominació Nombre Descubridor/es Notas provisional : S/2000 J 1 .I.A.) 1892 [V] Amaltea E. Perrine Nombre alternativo (entre 1955 y 1975): Hestia 1905 [VII] Elara C.descubrimiento n oficial (U. Barnard Nombre propuesto por Flammarion 1904 [VI] Himalia C.Jewitt et Nombre al.D.D. Perrine Nombre alternativo (entre 1955 y 1975): Hera 1908 [VIII] Pasífae P. Melotte Nombre alternativo (entre 1955 y 1975):Poseidón 1914 [IX] Sinope Nicholson Nombre alternativo (entre 1955 y 1975): Hades 1938 [X] Lisitea Nicholson Nombre alternativo (entre 1955 y 1975):Deméter 1938 [XI] Carmé Nicholson Nombre alternativo (entre 1955 y 1975): Pan 1951 [XII] Ananqué Nicholson Nombre alternativo (entre 1955 y 1975):Adrastea 1974 [XIII] Leda Kowal Nombre alternativo (entre 1974 y 1975):JúpiterXIII 1975 ------- Temisto Kowal Nombre provisional: S/1975 J 1 2000 [XVIII] Temisto Sheppard.J.E. asignándole el orden decimooctavo [XVIII].908 [VIII] Pasifae y en 1.En 1892 en que fue descubierto [V] Amaltea por el astrónomo estadounidense Barnard.905 [VII] Elara. para volver a ser redescubierto posteriormente en 2000. posicionándose como el más cercano a Júpiter.914 [IX] Sinope. siendo en 1904 descubierto [VI]Himalia. en 1. [XXVII] S/2000 J 8 Megaclite [XIX] . en 1. A estos nueve satélites se incorporaron en 1938. Utilizando técnicas fotográficas. Posteriormente. En 1975 fue observado Temisto.951 fue descubierto [XII] Ananqué y antes de que las sondas Voyager llegasen a Júpiter en 1979. fueron descubiertos muchos más satélites. se descubrió el decimotercer satélite [XIII] Leda en 1974. [editar]Descubrimientos desde el espacio Satélites de Júpiter descubiertos en 2000 Nomencláto r Nombre propio Asignación S/2000 J 1 Temisto [XVIII] S/2000 J 2 Cálice [XXIII] S/2000 J 3 Yocasta [XXIV] S/2000 J 4 Erínome [XXV] S/2000 J 5 Harpálice [XXII] S/2000 J 6 Isonoé [XXVI] S/2000 J 7 Praxídice. pero se perdió su rastro. [X] Lisitea y [XI] Carme. a principios del siglo XX. en 1. S/2000 J 9 Táigete [XX] S/2000 J 10 Caldona [XXI] S/2000 J 11 ------------- Descatalogad o Satélites de Júpiter descubiertos en 2001 Nomencláto r Nombre propio Asignación S/2001 J 1 Autónoe [XXVIII] S/2001 J 2 Tione [XXIX] S/2001 J 3 Hermipé [XXX] S/2001 J 4 Eurídome [XXXII] S/2001 J 5 Spondé [XXXVI] S/2001 J 6 Pasítea [XXXVIII] S/2001 J 7 Euante [XXXIII] S/2001 J 8 Calé [XXXVII] S/2001 J 9 Ortosia [XXXV] . S/2001 J 10 Euporia [XXXIV] S/2001 J 11 Aitné [XXXI] Satélites de Júpiter descubiertos en 2002 Nomencláto r Nombre propio Asignación S/2002 J 1 Arce/Arche [XLIII] Satélites de Júpiter descubiertos en 2003 Nomencláto r Nombre propio Asignación S/2003 J 1 Euquélade [XLVII] S/2003 J 2 ---------- ---------- S/2003 J 3 ---------- ---------- S/2003 J 4 ---------- ---------- S/2003 J 5 ---------- ---------- S/2003 J 6 Heliqué [XLV] S/2003 J 7 Aedea [XLI] S/2003 J 8 Hegémone [XXXIX] . S/2003 J 9 ---------- ---------- S/2003 J 10 ---------- ---------- S/2003 J 11 Calícore [XLIV] S/2003 J 12 ---------- ---------- S/2003 J 13 Cilene [XLVIII] S/2003 J 14 Core [XLIX] S/2003 J 15 ---------- ---------- S/2003 J 16 ---------- ---------- S/2003 J 17 Ersa [XLVIII] S/2003 J 18 ---------- ---------- S/2003 J 19 ---------- ---------- S/2003 J 20 Carpo [XLVI] S/2003 J 21 Mnemea [XL] S/2003 J 22 Telxínoe [XLII] Satélites de Júpiter descubiertos mediante sondas espaciales . Jewitt. se llegó a la conclusión de que en realidad se trataba de un nuevo satélite de Júpiter. Estos satélites son de menor tamaño. Júpiter se mantuvo con 16 satélites hasta que el 6 de octubre de 1999 se descubrió un nuevo objeto por la astronave Spacewatch que se suposo en principio. que fue bautizado como [XVII] Calírroe. Fue nuevamente redescubierto como S/2000 J 1. a través del observatorio astronómico de Mauna Kea en las islas Hawái bajo la coordinadación de Scott S.I. siendo el primero de una larga serie de éxitos que culminaron con el descubrimiento de nueve satélites más. [XV]Adrastea y [XVI] Metis.I. .A. Sheppard y el equipo científico formado por David C. o tal vez.) Misión espacial 1979 [XIV] Tebe S/1979 J 2 Voyager 1 1979 [XV] Adrastea S/1979 J 1 Voyager 2 1979 [XVI] Metis S/1979 J 3 Voyager 1 1999 [XVII] Calírroe S/1999 J 1 Spacewatch Las misiones Voyager descubrieron tres satélites más en 1979: [XIV] Tebe. Todos estos satélites posiblemente no son otra cosa queasteroides capturados por la gravedad de Júpiter. siendo el mayor de ellos de 9 km de diámetro. entre el 23 de noviembre y el 5 de diciembre del mismo año. posteriormente denominado [XVIII] Temisto el 21 de noviembre de 2000. tras realizar un seguimiento y el cálculo de los parámetros orbitales. gracias al equipo investigador de Scott S.A. [editar]Nuevos descubrimientos desde el 2000 hasta la actualidad Temisto que fue observado en 1975 y dado por perdido. tienen de media unos 3 kilómetros de diámetro. incluso fragmentos de núcleos cometarios. era un asteroidey se catalogó como UX18. Sheppard dotados de técnicas avanzadas de rastreo y desde observatorios terrestres. generalmente con órbitas excéntricas y retrógradas. Fernández y Magnier.) Nombre provisional (U.Año del descubrimiento Denominació n Nombre oficial (U. ha desaparecido. [editar]Nomenclatura Artículo principal: Nombramiento de los satélites naturales. hay razones fundamentadas para considerar la posibilidad de que haya colisionado contra Himalia. en el caso de Júpiter una Jmayúscula. Cuando un satélite es descubierto por primera vez se le asigna un nombre o designación provisional hasta que la Unión Astronómica Internacional le proporciona uno propio. cómo el cometa Shoemaker-Levy 9 fue en 1994tragado por Júpiter. inexistente. La designación de los satélites se proporciona siguiendo un estándar en todos los planetas: 1. en el universo nada está establecido de forma definitiva. Se coloca una S mayúscula simbolizando satélite. En diciembre de 2001 se descubrieron once satélites más. que ahora. dado el número de asteroides y cometas existentes en el Sistema Solar. Se coloca la inicial del nombre del planeta al que orbita. se tratan de S/2010 J 1 y S/2010 J 2. No obstante. S/2002 J 1. formando una parábola. . En 2010 se han descubierto dos satélites más. Entre el 5 y el 9 de febrero. Le sigue una barra y el año de descubrimiento. 3. En 2002 sólamente fue añadido un sólo satélite. que el fallido descubrimiento del satéliteS/2000 J 11. existe una hipótesis fundamentada en que este satélite impactó conHimalia recientemente y por ello. un objeto en órbita hiperbólica tiene que ser "frenado en seco" para que esta órbita cierre. así como se supone. posteriormente denominado [XLIII] Arce o Arche. la captura de alguno de éstos para que orbite o colisione en Júpiter dado el poderoso campo gravitatorio que éste posee. No es descartable. quedando finalmente establecida la cifra de 64 satélites para el total de satélites jovianos. Para que ello suceda. Fue en 2003 el año en que más satélites jovianos se han descubierto a lo largo de la historia. aunque objetos de esas dimensiones tan ínfimas (inferiores al kilómetro de radio) se estima que pueden haber algo más de un centenar orbitando el planeta esperando a ser descubiertos. hemos presenciado en estos últimos años.También en 2000 fue descubierto el satélite S/2000 J 11. desapareciendo éste y formando un nuevo anillo de polvo en torno al planeta. con lo que se alcanzó la cifra de 39 satélites en total. 2. pero no ha sido finalmente descartado. hasta un total de veintitrés. Así por ejemplo S/2000 J 11 fue el satélite número 11 que se encontró en 2000 yS/2003 J 3 fue el tercero que se encontró en 2003. que fueron descubiertos simultáneamente. el astrónomo y divulgador francés Camille Flammarion lo bautizase como Amaltea y entre los aficionados se popularizó el nombre propio más que la numeración romana. En los grupos de satélites exteriores (desde Leda hasta Sinope) los nombres que acaban en -a siguen órbitas directas y los que acaban en -e.A. que a raíz del descubrimiento del [V].I. esta tradición se siguió realizando hasta 1975. Fue Simon Marius o Simon Mayr el astrónomo alemán que reclamó el mérito del descubrimiento de los cuatro grandes satélites aGalileo Galilei y quien nombró con los nombres mitológicos con los que actualmente se les conoce y de ahí. donde AAAA es el año del descubrimiento y ## el número de órden. amantes de Júpiter (Zeus).4. aunque para los galileanos. siguen órbitas retrógradas. Y por último se le añade el número en el sentido ordinal en el que se descubrió en ese año. todos los demás satélites tienen nombre femenino. están a la espera de ser nombrados manteniendo la nomenclatura tipo S/AAAA J ##. único nombre masculino.5 Entendiéndose como órbita directa la que gira en sentido antihorario observando el polo norte del planeta y como órbita retrógrada los que giran en sentido horario. Los números se asignaban en orden de su descubrimiento. [editar]Listado completo . Mientras Galileo Galileioptó por nombrar los satélites con números romanos. en la mayoría de los casos. Exceptuando a Ganímedes. En 1975 la Unión Astronómica Internacional. lo ha sustituido por la anterior nomenclatura normalizada. la denominación está relacionada con la distancia al planeta. renombró a todos los satélites de Júpiter con nombres propios originarios de la mitología greco-romana y relacionados con la figura de Júpiter o Zeus y otros. En el caso de los satélites de Júpiter se utilizan personajes mitológicos de origen greco-romano relacionados con la figura de Júpiter o Zeus. la tradición. donde la U. 0041 Galilea no Europa 1610 3122 4.800 1.036 0.675 1.0018 Amalte a Amalte a 1892 262×146 2.100 3.0177 Amalte a Ío 1610 3643 8.769 0.2×10 17 128.5×10 15 129.0094 Galilea no .No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n Metis 1979 43 1.469 0.295 0.019 0.000 6 0.054 0.900 0.498 0.298 0.5×10 18 221.551 0.0012 Amalte a Adraste a 1979 26×20×1 7.8×10 22 671.388 0.1×10 18 181.400 ×134 0.0031 Amalte a Tebe 1979 110×90 1.000 0.070 0.9×10 22 421. 0074 Galilea no Temisto 2000 8 6.170 0.259 0.4 23 00 7. 259.7×10 11.9×10 7.155 0.070.2426 Temist o Leda 1974 20 1.920 16 000 27.No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n Ganíme des 1610 5262 1.0011 Galilea no Calisto 1610 4821 1.461. 250.200 16 000 28.496 0.717.1623 Himalia Lisitea 1938 36 6.5×10 1.0 130.1×10 1.020 14 00 43. 240.165.1636 Himalia Himalia 1904 170 6.187 0.560 18 000 27.284.457 0.1124 Himalia .7 16.1×10 11.690 23 00 0.302 0.3×10 11.882. 550.490 13 000 148.560 13 000 145.767 0.5095 ? Euporia 2001 2 1.2321 Ananké .797.5×10 20.514.5×10 16.500 12 000 151.741.304.0221 Ananké ? Ortosia 2001 2 1.4297 Carpo S/2003 J 12 2003 1 1.2484 Himalia Carpo 2003 3 4.950 13 000 28.2808 Ananké ? Euante 2001 3 4. 456.140 0. 489.640 17 000 26.104 0.7×10 11.100 13 000 51.582.0×10 12.880 13 000 147. 583.5×10 20. 596.720.395 0. 259.5×10 20.5×10 19.5×10 17.5×10 20.740 13 000 145.1970 Ananké ? S/2003 J 18 2003 2 1.2174 Himalia S/2000 J 11 2000 4 9.221. 286. 622.273 0.590 13 000 146.1432 Ananké S/2003 J3 2003 2 1.910 0.555.921 0.627 0.989.550 0. 620.No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n Elara 1905 86 8. 2273 Ananké Hermip é 2001 4 9. 620.1558 Pasífae .040 13 000 148.0×10 21. 631.644 0. 616.380 14 000 148.417 0.635 0.957.360 13 000 148.5×10 21.5×10 21.162.5×10 20.131.0×10 21.9×10 21.210 13 000 148.770 13 000 154.069.509 0.2286 Ananké S/2003 J 16 2003 2 1.773 0.2096 Ananké ? Telxíno e 2003 2 1.2×10 20.537 0.2268 Ananké Praxídi ce 2000 7 4.429 0. 627.2308 Ananké Tione 2001 4 9.061. 628.263.No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n Harpáli ce 2000 4 1.939. 623.900 13 000 150.967 0.090 13 000 151.2206 Ananké ? Heliké 2003 4 9. 634. 625. 633.907.2246 Ananké Yocasta 2000 5 1.310 14 000 148.2160 Ananké Mneme a 2003 2 1.0×10 20.3×10 20.600 14 000 149.858.725 0. 0×10 21.889 0. 717.2759 Pasífae ? Arce 2002 3 4.2519 Carmé Isonoé 2000 4 7. 723.770 13 000 146.086 0. 716.931.2665 Carmé .501 0.865.5×10 22.250 13 000 165.274 0.001 0.5×10 22. 726.250 13 000 165.992.5×10 23.5×10 23.2378 Carmé Pasítea 2001 2 1.5×10 23.191 0.627. 719.268 0.510 13 000 164. 728.5×10 23. 689.196.2435 Ananké S/2003 J 15 2003 2 1.900 13 000 165.2588 Carmé S/2003 J 17 2003 2 1.700 13 000 165.100.470 13 000 164.138 0.4295 Carmé? Caldon a 2000 4 7.917 0. 723.934 0.041.No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n Ananqu é 1951 28 3.330 13 000 150.5×10 22.276.440 13 000 165.5×10 23.770 16 000 148.2471 Carmé Erínom e 2000 3 4.2675 Carmé S/2003 J 10 2003 2 1.004. 629. 714.155.1910 Ananké Eurído me 2001 3 4.5×10 22. 2643 Carmé Táigete 2000 5 1.4197 Pasífae S/2003 J5 2003 4 9. 738.1×10 23.730 13 000 165.2465 Carmé .5×10 23.769 0.340 13 000 150.5×10 23. 752.0×10 23.566.410 14 000 165.5×10 23.314 0.6×10 23.No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n Calé 2001 2 1.153 0.2478 Carmé S/2003 J 19 2003 2 1.3×10 23.5×10 23.217.5×10 23.2525 Carmé S/2003 J9 2003 1 1.420 13 000 165. 730.170 17 000 164.280.290 12 000 165.487.229.907 0.404.440 13 000 146.030 165. 748.272 0. 742.470 13 000 164.5×10 23.998 0.996 0.384. 733.2599 Carmé Aitné 2001 3 4.493.247 0.2556 Carmé S/2003 J 23 2003 2 1.3121 Pasífae Megacli te 2000 5 2.091 0.2533 Carmé Spondé 2001 2 1.079 0.159 0.2714 Pasífae Cálice 2000 5 1. 740. 734. 729.533.880 14 000 152.9×10 23. 732.563. 732.2632 Carmé Carmé 1938 46 1.180 13 000 165.495. 779.390 13 000 165.4116 Pasífae Aedea 2003 4 9.950 13 000 152.5×10 23.180 13 000 144.043.046.240 13 000 149.0×10 23.4090 Pasífae Eukélad e 2003 4 9.630 17 000 151. 761.011. 739.661.4322 Pasífae Kore 2003 2 1.2721 Carmé S/2003 J4 2003 2 1.5×10 23.5×10 24.730 13 000 165.5×10 23. 764.3168 Pasífae .257 0.416 0.5×10 23.947.500 13 000 158.5×10 24. 760.501 0.123 0.3618 Pasífae Sinope 1914 38 7.3351 Pasífae Kallich ore 2003 2 1.0×10 23.900 16 000 158.2640 Carmé Autóno e 2001 4 9.939.940 13 000 150.581 0. 755.3276 Pasífae Cilene 2003 2 1. 758.214 0.624.930.482 0.0×10 24. 746.600 13 000 155.981. 751. 743.No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n 14 000 Pasífae 1908 60 3.0×10 23.2495 Pasífae Hegém one 2003 3 4.951.109 0.431 0.529 0. 2828 Pasífae S/2003 J2 2003 2 1.7×10 24. 979.990 13 000 160.103. Laexcentricidad de las órbitas viene representada por segmentos que se extienden del pericentro al apocentro.No mbr e Descu bierto Diá metr o (km) M as a (k g) Ra dio orb ital (k m) Peri odo (día s) Inclin ación (°) Excent ricidad Gr up o Image n Calírroe 1999 9 8.638 0. Según las posiciones e inclinaciones de los satélites.541. Irregulares El primer diagrama ilustra las órbitas de los satélites irregulares de Júpiter. 758. se pueden hacer 6 grupos: . Como en todos los planetas gigantes. con la inclinación orbital representada en el eje Y.158 0. y los cuatro galileanos.2255 ? [editar]Agrupaciones Satélites irregulares de Júpiter.770 14 000 147. los satélites de Júpiter se clasifican en: Regulares: Los cuatro satélites interiores.5×10 29. al compartir las mismas características orbitales.5 ± 0. (la influencia gravitacional de Júpiter desaparece por completo en los 53 millones de kmpero ningún satélite alcanza esa distancia). . El siguiente diagrama muestra separadamente la distribución de inclinación en contraposición con la excentricidad para los satélites retrógrados. los que están debajo son retrógrados. El eje horizontal está marcado en millones de kilómetros. Se puede observar también que el grupo de Himalia está comprimido en apenas 1.8°). Estas familias están agrupadas no sólo respecto del semi-eje mayor. Puede verse que Temisto está aislado en el espacio. sino también de la inclinación y la excentricidad. las cuales son designadas por el nombre del mayor miembro en cada caso. El resto de satélites irregulares de Júpiter pueden agruparse en tres familias. y S/2003 J 2 es el satélite más exterior.11 y 0. Carpo yS/2003 J12 son otros dos cuerpos aislados.25. y llega hasta la marca de 45%.6º de inclinación (27. y en 1. la excentricidad varía entre 0.4 millones de km para su semieje mayor. facilitando la identificación de agrupamientos. Grupo de Amaltea Satélites galileanos Grupo de Temisto Grupo de Himalia Grupo de Ananké Grupo de Carmé Grupo de Pasífae [editar]Tipologías Los satélites situados encima del eje son progrados. El grupo de Pasífae incluye todos los satélites restantes. Este tercer grupo está centrado en los valores a = 23. debido a su mayor excentricidad. El grupo de Carmé se aprecia con claridad. «Universo». Harpálice. debe ser muy antigua.5° y e = 0. ↑ Rees. 4. El grupo de Ananké está centrado en los valores en a = 21. ↑ David Galadí-Enríquez. 369-370. Telxínoe. Pearson Alhambra: pp.216–0. ↑ Rees. NASA.9° y e = 0. pp.0 ± 0. pero la inclusión en esta familia de los otro ochos satélites es más discutible. [editar]Enlaces externos Europa (satélite) . Consultado el 23-12-2011.2 ± 0. 2. 3. Jordi Gutiérrez Cabello (2001). 5. Pearson Alhambra: pp. Praxídice. por variar en algunos grados respecto de la media. ↑ «National Aeronautics and Space Administration «Juno Mission to Jupiter»» (en inglés). Ortosia.156—0. Martin (2006). Mnemea. centrado en los valores a=23.4 ± 6.238–0. Consultado el 23-12-2011.276 millones de kilómetros.404 millones de km.272. Únicamente S/2003 J 10 aparece un poco separado. i = 151. ↑ «El Descubrimiento de los Satélites Galileanos». con excepción deS/2003 J 12 y S/2003 J 2.244. i = 165. Martin (2006).624 millones de kilómetros. a juzgar por la dispersión de sus miembros. i = 149. «Universo».Diagrama que muestra las similitudes entre los satélites de cada uno de los grupos exteriores de lunas jovianas.Ananké y Yocasta) están agrupados con claridad. 180-181. Euante. Teoría y práctica. Astronomía general. que están en posiciones alejadas. 178-179.3° y e = 0. Los ocho miembros centrales (S/2003 J 16.432 (obsérvese que la dispersión es grande). Si se trata de una auténtica agrupación. [editar]Véase también Satélites naturales de La Tierra · Marte · Saturno · Urano · Neptuno · Plutón ·Eris · Haumea Satélite natural Satélites galileanos Júpiter Anillos de Júpiter [editar]Referencias 1. Descubrimiento Descubridor Galileo Galilei Simon Marius Fecha 7 de enero de 1610 Designaciones Jupiter II Categoría Satélite Elementos orbitales Inclinación 0. véase Europa (desambiguación).470° Excentricidad 0. Europa Superficie de Europa recubierta de hielo y de grietas.Para otros usos de este término.0101 Elementos orbitales derivados . Época J2000.740 km/s Radio orbital medio 670 900 Km1 Satélite de Júpiter Características físicas Masa 4.09 x 107 km2 Diámetro 3121.67 ± 0.593 x 1010 m3 Dimensiones x Ancho x Alto x Largo Densidad x kg/m3 Área de superficie 3.008 veces la Tierra) Volumen 1.0 Periastro operihelio 664 862 km Apoastro o afelio 676 938 km Velocidad orbitalmedia 13.1° Albedo 0.314 m/s2 (0.03 .80 x 1022 kg (0.6 km2 Gravedad 1.025 km/s Periodo de rotación Rotación síncrona Inclinación axial 0.134 g) Velocidad de escape 2. así como el nombre de las otras lunas galileanas. una de las numerosas conquistas amorosas de Zeus en la mitología griega. Simon Marius sugirió el nombre de "Europa" tras su descubrimiento. pero este nombre. no fueron de uso común hasta mediados del siglo XX. Contenido [ocultar] 1 Características físicas 2 Vida en Europa 3 Europa en la ficción y el cine 4 Véase también 5 Referencias 6 Enlaces externos [editar]Características físicas .1 µPa Temperatura 50-125 K Cuerpo celeste Anterior Ío Siguiente Ganímedes Europa es un satélite del planeta Júpiter. En gran parte de la literatura astronómica temprana aparece mencionado por su designación numeral romana. el menor de los cuatro satélites galileanos. "Júpiter II" o como el "segundo satélite de Júpiter". Fue llamado así por Europa.Características atmosféricas Presión 0. El poco relieve y las marcas visibles en la superficie de Europa se asemejan a las de un océano helado de la Tierra. es el más conocido. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra. solo tres cráteres mayores de 5 km de diámetro: Pwyll. Solo las fracturas más recientes de Europa parecen ajustarse a este patrón predecible. El efecto es similar al observado en la Tierra en la cordillera dorsal oceánica o zona rift. Puede que también tenga un pequeño núcleo metálico de hierro. otras fracturas parecen haber ocurrido en orientaciones cada vez más diferentes cuanto más antiguas . parte en forma de océano líquido bajo el hielo). Puesto que Europa está anclada por la marea (en marea muerta. probablemente un océano líquido de agua salada. El albedo de Europa es uno de los mayores de todas las lunas. que se cree que se ha originado por una serie de erupciones volcánicas de agua o géiseres al abrirse la corteza y quedar expuestas las capas más cálidas del interior. su superficie no puede tener más de 30 millones de años. estando compuesta principalmente por rocas silíceas. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano. estriaciones regulares. Las mayores franjas tienen unos 20 km de un lado a otro con difusas orillas externas. Tiene una capa externa de agua de unos 100 km de espesor (parte como hielo en la corteza. Las importantes marcas entrecruzadas de la superficie de Europa parecen estar causadas por las diferencias de albedo. como la Luna respecto a la Tierra) con Júpiter y siempre mantiene la misma orientación hacia el planeta. Se piensa que la superficie de Europa se desplaza hasta 30 metros entre la marea alta y baja. de 39 km de diámetro. un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas están desplazadas de su posición original. Datos recientes sobre el campo magnéticoobservado por la sonda Galileo indican que Europa crea un campo magnético a causa de la interacción con el campo magnético de Júpiter. La temperatura de la superficie de Europa es de 110 K(-160 °C) en el ecuador y de solo 50 K (-210 °C) en los polos. Esto podría indicar una superficie joven y activa. basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea. Se han observado pocos accidentes geográficos de más de unos cientos de metros de altura. La superficie de Europa es muy lisa. basándose en estimaciones sobre la frecuencia del bombardeo de cometas que probablemente soporta Europa. y una franja central de material más claro.Comparación a escala de la Tierra (a la derecha de la imagen). las fuerzas deben seguir un patrón distintivo y predecible. y se piensa que bajo la superficie helada de Europa hay un océano líquido que se mantiene caliente por el calor generado por las mareas gravitacionales de Júpiter. con escaso relieve vertical. La composición grosso modo de Europa es parecida a la de los planetas interiores. lo que sugiere la presencia de una capa de fluido. La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. lo que puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km. Se cree que estas fracturas se han producido en parte por las fuerzas de marea ejercidas por Júpiter. Hay pocos cráteres en Europa. se estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km. la Luna (a la izquierda arriba) y Europa (a la izquierda abajo). Otra característica presente en la superficie de Europa son las "pecas" o superficies lenticulares. un efecto que es posible. Titán. Se piensa que se formaron a partir de bloques de hielo más calientes que ascendieron respecto al hielo más frío de la corteza. Órbitas de Ío. Las manchas oscuras lisas pueden haberse formado por agua líquida que ha escapado del interior cuando se fractura la superficie de hielo. sólo siete de ellas (Io.Encélado y Titania) se sabe que tienen atmósfera. pero no así el oxígeno. Ganímedes. De las lunas del sistema solar. . como icebergs en un mar congelado. Y las pecas irregulares (llamadas regiones de "caos".son. A diferencia del oxígeno de la atmósfera terrestre. de forma similar a lo que ocurre con las cámaras de magma en la corteza terrestre. Europa y Ganímedes. otras hoyos y otras manchas oscuras lisas. Recientes observaciones del Telescopio espacial Hubble indican que Europa tiene una atmósfera muy tenue (10-11 bares de presión en la superficie) compuesta de oxígeno. El hidrógeno consigue escapar de la gravedad de Europa. otras tienen una textura desigual. circulares o elípticas. Comparaciones de las fotos del Voyager y de la sonda Galileo sugieren que la corteza de Europa rota como mucho una vez cada 10 milenios con relación a su interior. Más probablemente se genera por la luz del Sol y las partículas cargadas que chocan con la superficie helada de Europa. Calisto. produciendo vapor de agua que es posteriormente dividido en hidrógeno y oxígeno. el de la atmósfera de Europa es casi con toda seguridad de origen no biológico. Muchas son bóvedas. Las superficies de las cúpulas parecen trozos de las llanuras más antiguas que los rodean que hubiesen sido empujados hacia arriba. Tritón . por ejemplo Conamara) parecen haberse formado a partir de muchos pequeños fragmentos de corteza sobre manchas oscuras lisas. ya que el océano desacopla la superficie de la luna de su manto rocoso y al efecto remolque de la gravedad de Júpiter sobre la corteza exterior de la luna. Esto podría explicarse si la superficie de Europa hubiese rotado ligeramente más rápido que su interior. y. lo que es más interesante. El 2 de marzo de 1998 la NASA anunció. por lo que debe haber otra sustancia presente que contribuya a dar el color rojizo. el descubrimiento de pruebas de que hay un material conductor bajo la superficie de Europa.Superficie de Europa. se cree que es sulfuro (que quizás provenga de Io). probablemente depositadas por el agua que emerge del interior al evaporarse. lo más probable un océano salado. Las pruebas espectrográficas sugieren que las zonas rojizas oscuras y otras características de la superficie de Europa parecen ser ricas en sales como el sulfato de magnesio. a partir de los datos enviados por Galileo. [editar]Vida en Europa . que varía periódicamente al atravesar el intenso campo magnético de Júpiter. o compuestos de hierro. La sonda Galileo ha revelado que Europa tiene un campo magnético débil (alrededor de 1/4 de la intensidad del campo magnético de Ganímedes y similar al de Calisto). Las sales habitualmente son incoloras o blancas. imagen de la sonda Galileo. Si se hubiese abandonado sin más la nave.Se ha propuesto que puede existir vida en este hipotético océano bajo el hielo. se han hecho esfuerzos para evitar cualquier posibilidad de contaminación. [editar]Véase también . sino formas de vida más complejas.[cita requerida] En un reciente estudio se ha estimado que Europa tiene suficiente cantidad de agua líquida y que ésta tiene una elevada concentración de oxígeno. La misión Galileo concluyó en septiembre de 2003 con la colisión de la astronave en Júpiter. independientemente de laTierra. no esterilizada. podría haber colisionado en el futuro con Europa. No hay pruebas que sustenten esta hipótesis. tal vez sustentada en un entorno similar a aquél existente en las profundidades de los océanos de la Tierra cerca de las chimeneas volcánicas o en el Lago Vostok en la Antártida. Concentraciones semejantes serían suficientes para mantener no solo microorganismos. Europa es destruida por extraterrestres. Clarke 2010: Odisea dos y su continuación. contaminándola con microorganismos terrestres. incluso mayor que en nuestros mares. En 2061: Odisea tres. Formas de vida extraterrestres muy avanzadas se interesan en las primitivas formas de vida bajo el hielo de Europa y mediante los monolitostransforman Júpiter en una estrella (llamada Lucifer) para acelerar la evolución de los "Europanos". En la novela de Greg Bear La fragua de Dios (1987). Europa se ha convertido en un océano tropical. La introducción de estos microorganismos hubiese hecho casi imposible determinar si Europa había tenido alguna vez su propia evolución biológica. Dos grandes trozos de hielo de Europa son lanzados a colisionar con Marte.3 [editar]Europa en la ficción y el cine Europa desempeña un papel importante en la película y el libro de Arthur C. no obstante. La Luna tiene una composición similar. es un planeta formado principalmente por silicatos. excepto el núcleo de hierro. montañas y volcanes. procedente . mayoritariamente férreo. Los planetas terrestres tienen cañones. y un manto de silicatos que lo rodea. Satélites galileanos Júpiter Lago Vostok Anexo:Cráteres de Europa (luna) [editar]Referencias Planeta terrestre Los planetas interiores. a escala. también denominado planeta telúrico o planeta rocoso. los cuales puede que no tengan una superficie sólida y están constituidos principalmente por gases tales como hidrógeno.cráteres. helio y agua en diversos estados de agregación. Un planeta terrestre. Además tienen atmósferas secundarias. Las siete mayores lunas del Sistema Solar y Plutón (el objeto más pequeño). Todos los planetas terrestres tienen aproximadamente la misma estructura: un núcleo metálico. Los planetas terrestres son sustancialmente diferentes de los planetas gigantes gaseosos. la Tierra. simplemente porque son más grandes y más fáciles de hallar o inferir a partir de observaciones. Venus. Desde el punto de vista de estático.3 y 3.9 veces la de la Tierra. Fueron encontrados debido a que ocultaban periódicamente las emisiones de radio de dicho púlsar. Índice [ocultar] 1 Planetas terrestres extrasolares o o 1. 4. tiene unahidrosfera activa.2 Tipos de planetas terrestres 2 Véase también 3 Referencias 4 Enlaces externos [editar]Planetas terrestres extrasolares La mayoría de los planetas exteriores al Sistema Solar encontrados hasta la fecha son gigantes gaseosos. Si no hubieran estado orbitando un púlsar no hubieran sido detectados.1 Hallazgos recientes 1. pero son mayoritariamente hielo.de sus procesos geológicos internos. Los primeros planetas terrestres extrasolares fueron detectados por Aleksander Volszczan orbitando el púlsar PSR B1257+12. Durante la formación del Sistema Solar. al contrario que los gigantes gaseosos que poseen atmósferas primarias. Los objetos transneptunianos como Plutónse parecen a los planetas terrestres en que tienen una superficie sólida. capturadas directamente de la nebulosa solar original. probablemente hubo más planetas terrestres (planetesimales). se sospecha que existen un gran número de planetas de tipo terrestre. aun con esto no puede considerarse como tales a todas las lunas rocosas. Sin embargo. El Sistema Solar tiene cuatro planetas terrestres: Mercurio. llamados conjuntamente planetas interiores. Sus masas son 2.0. pero se fusionaron o fueron destruidos por los cuatro planetas terrestres actuales. . La Tierra yMarte. Sólo un planeta terrestre. Ceres. y un planeta enano en el Cinturón de asteroides. algunas grandes lunas del sistema solar también son planetas telúricos en función de que son planetas secundarios y son formaciones rocosas. Todavía en la primavera de 2005. . Se les denominaplanetas de carbono ("planetas de diamante"). los experimentos PLANET/RoboNet y OGLE detectaron señales de un planeta frío llamado OGLE-2005-BLG-390Lb. Entre ellos. a 15 años-luz. el primer planeta extrasolar orbitando una estrella de tipo solar (51 Pegasi). New Worlds Imager. [editar]Hallazgos recientes En junio de 2005 se tuvo noticia de un nuevo planeta terrestre extrasolar.000 años-luz. la única capaz de detectar planetas fríos de masas parecidas a la Tierra. uno de estos es el disco de polvo de la estrella beta pictoris.052 UA). la misión Kepler y el Overwhelmingly Large Telescope. en fase de diseño. este tipo no ha sido observado hasta ahora pero se han detectado grandes cantidades de carbono en discos protoplanetarios de algunas estrellas donde podrían estarse formando planetas de este tipo. el Terrestrial Planet Finder. El 10 de agosto de 2005. Éste podría ser un gigante gaseoso o un planeta terrestre. como los asteroides de tipo condrito carbonáceo. Space Interferometry Mission.000 años luz en la constelación de Escorpio. Actualmente. hay dos tipos de planetas terrestres o rocosos. al suponer que un gigante gaseoso no podría existir en una órbita tan cercana (0.Reconstrucción artística de Gliese 876 d. Darwin. Cuando se encontró 51 Pegasi b. fue hallado en una estrella situada a 9. hay algunos telescopios que serían capaces de resolver planetas individuales. de 13 masas terrestres. de 5. Éste orbita la enana roja Gliese 876 (ubicado en la constelación de Acuario). uno de ellos llamados planetas de siliciodominado por silicatos (como la tierra. y parece orbitar su estrella a una distancia equivalente a la del cinturón de asteroides. Tiene una masa de entre 6 y 9 veces la terrestre y un periodo orbital de 2 días terrestres. orbitando una estrella a 21.5 masas terrestres. otro planeta llamado OGLE-2005-BLG-169Lb. Se detectó mediante la técnica de "microlentes gravitatorias". muchos astrónomos dieron por hecho que se trataba de un planeta terrestre. pero posteriores mediciones confirmaron que se trataba de un gigante gaseoso. [editar]Tipos de planetas terrestres Recreación de un planeta de carbono En teoría. marte y venus) y el otro es un tipo teórico que esta conformado por compuestos del carbono. Urano. los gigantes gaseosos no tienen una superficie bien definida. Términos como dimensión. Se cree que tal núcleo es probablemente necesario para que un gigante gaseoso se forme. temperatura superficial o densidad superficial pueden referirse a la capa exterior vista desde fuera. como Júpiter y Saturno. Saturno. A diferencia de los planetas rocosos. porque su proporción de hidrógeno y helio es mucho más baja. Urano y Neptuno han sido considerados por los científicos como una subclase separada de planetas gigantes. se muestran Neptuno. aunque dichos planetas pueden tener un núcleo rocoso o metálico. Estos planetas son conocidos también como los «planetas jovianos» o planetas exteriores. área superficial. Saturno y Júpiter (los tamaños no están a escala). roca y gas. volumen. debido a su estructura principalmente compuesta de hielo.[editar]Véase Planeta Tierra también Gigante gaseoso Planeta de carbono Enana roja Gigante gaseoso Planetas jovianos: desde arriba. gigantes helados. Se diferencian de gigantes gaseosos «tradicionales». o gas comprimido en estado líquido. principalmente por su mayor distancia al Sol. En el Sistema Solar hay cuatro gigantes gaseosos: Júpiter. también denominados «planetas uranios». por ejemplo desde laTierra. Urano y Neptuno. Un gigante gaseoso es un planeta gigante que no está compuesto mayoritariamente de roca u otra materia sólida sino de fluidos. pero la mayoría de su masa es en forma de gas. . debido a que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos son precisamente de este tipo de planeta. Se puede denominar planetas gigantes a un planeta que esta compuesto principalmente de hidrógeno y metano y que además no tiene superficie sólida como en los planetas terrestres . [editar]Véase también Planeta errante Júpiter caliente Enana marrón Sistema Solar Sistema planetario Gliese 581 c. En este caso es posible encontrarlos en distintos lugares del Universo.Actualmente se conoce la existencia de muchos gigantes gaseosos fuera del Sistema Solar. .