Por Cynthia Phillips

Este artículo comienza una serie de varios que considerarán las posibilidades de vida en el sistema Joviano, específicamente en la luna Europa, de Júpiter. Comencemos con una introducción a Júpiter y a sus cuatro satélites mayores.

Júpiter es el planeta más grande en el sistema solar, tiene más masa que el resto de los planetas del sistema juntos. Júpiter, un gigante gaseoso, está formado principalmente de hidrógeno (un 90%) con una menor cantidad de helio (cerca del 10%). El resto consiste de pequeñas cantidades de metano, amoníaco y agua, con algo de material rocoso o metálico en su centro. Se cree que la gruesa atmósfera de Júpiter rodea un núcleo pequeño de una masa equivalente a la de 10 a 15 veces la masa de la Tierra, casi nada comparado con la masa total de Júpiter de cerca de 318 Tierras (1.9x1027 kilogramos).|

A pesar de llamarlo un gigante gaseoso, la mayor parte de Júpiter no está formada de material en estado gaseoso, sino que es una extraña substancia denominada hidrógeno metálico líquido. Este es una forma de hidrógeno que sólo puede tenerse bajo presiones extremadamente altas y hasta donde sabemos sólo se le encuentra en el interior de Júpiter y de Saturno. Por encima del hidrógeno líquido hay una capa de helio, y más arriba se encuentra una atmósfera de hidrógeno y helio gaseosos más normal, con trazas de otros elementos entremezclados. Las asombrosas capas de nubes visibles desde el espacio se deben a pequeñas cantidades de azufre mezclado dentro de las nubes, lo que produce bandas de colores que van de rojos a amarillos o blancos.

Júpiter recorre el Sol a una distancia de 5.2 veces la distancia desde la Tierra al Sol. La energía que genera, los grandes sistemas de tormentas de Júpiter, viene principalmente de sus propios recursos interiores, ya que Júpiter recibe mucha menor energía solar por su distancia al Sol, de la que recibimos aquí en la Tierra. Júpiter tiene, igualmente, un fuerte campo magnético dando como resultado que grandes cantidades de partículas energéticas quedan atrapadas cerca de él. Estas partículas de alta energía dan como resultado una enorme cantidad de radiación causando problemas para naves como la sonda Galileo y siendo una amenaza para los astrónomos que deseen explorar Júpiter o sus lunas. Este entorno de radiación nos ofrece interesantes reacciones químicas que se desarrollan en la superficie de Europa al impactar las partículas cargadas e interactuar con la superficie helada. Este tema será tratado en un artículo posterior.

Los cuatro grandes satélites de Júpiter, fueron vistos por primera vez por Galileo en 1610. El paradigma del descubrimiento de objetos orbitando un cuerpo celeste, diferente a la Tierra, cambió la visión geocéntrica del universo a favor del modelo heliocéntrico, con grandes consecuencias religiosas y científicas. Los cuatro grandes satélites son llamados las lunas de Galileo en su honor. En orden desde Júpiter son: Io, un cuerpo volcánico brillantemente coloreado; Europa, un mundo cubierto de hielo; Ganímedes, un cuerpo rocoso y helado con algunas áreas muy antiguas de cráteres y algo de formaciones más recientes; y Calisto, lleno de cráteres muy parecidos a la Luna.

Los cuatro satélites de Galileo dan la imagen de un sistema solar en miniatura, y se cree que se formaron por condensaciones de desechos de material que rodeaba a Júpiter de la misma manera en que los planetas se formaron de los desechos del disco que rodeaba al Sol. Existe también un escalonamiento en composición y densidad en los satélites de Galileo, desde Io, rocoso con alta densidad y casi libre de agua, a Europa, que tiene una capa de hielo sobre roca, a Ganímedes, con un grueso manto de agua cristalizada encima de un núcleo grande de roca y metal, hasta llegar a la baja densidad de Calisto, que no puede ser totalmente diferenciada y que podría tener una mezcla de roca y hielo por todo él.

Este escalonamiento es similar al cambio que ocurre en los planetas en su contenido volátil y densidad según su distancia del Sol, desde el rocoso y altamente denso Mercurio hasta el sistema solar exterior altamente helado. La diferencia dentro del sistema solar en el contenido volátil y la densidad, se cree que provenga de un gradiente de temperatura en el disco original del cual se condensaron los planetas; la “línea de nieve,” donde el agua y otros materiales volátiles pudieron condensarse a partir de la nube de gas y polvo, se cree que estuvo cerca de la órbita de Júpiter, y es por lo cual las lunas del sistema solar exterior tienen un mayor contenido volátil que los planetas del sistema solar interior. Este podría haber sido el caso en la formación del sistema de Júpiter al igual que los satélites Galileanos formados de un disco de material sobrante que rodeaba el proto-Júpiter. Otra posibilidad es que los materiales inestables fueron simplemente desprendidos de Io, y aún quizá de Europa, por la inmensa actividad geológica provocada por el calor de las mareas cósmicas (esto se discutirá en un artículo futuro).