Principais satélites de Júpiter
CALISTO
Detalhes de Calisto.
Calisto é o satélite de Galileu (o primeiro a registra-lo no século XVII) mais distante de Júpiter, orbitando o planeta a uma distância de 1.880.000 quilômetros (26,3 vezes o raio de 71 398 quilômetros de Júpiter em si). Isso é muito maior que o semieixo maior do segundo satélite de Galileu mais longe de Júpiter, Ganímedes (1 070 000 quilômetros). Por causa dessa distância relativamente grande a Júpiter, Calisto não participa da ressonância orbital que afeta os outros três satélites de Galileu.
Comparação Terra, lua e Calisto.
Como a maioria das luas do Sistema Solar, a rotação de Calisto é síncrona, ou seja, o tempo que ele leva para completar uma órbita em torno de Júpiter é o mesmo tempo que leva para completar uma volta em torno do seu próprio eixo (16,7 dias terrestres). Sua órbita é pouco excêntrica e inclinada, mas muda quase periodicamente devido às perturbações gravitacionais solares e planetárias, em uma escala de tempo de séculos.
Sua distância a Júpiter também significa que o fluxo de partículas carregadas da magnetosfera do planeta em sua superfície é relativamente baixa—cerca de 300 vezes menor do que em Europa, por exemplo. Consequentemente, ao contrário das outras luas de Galileu, a irradiação de partículas carregadas teve um efeito relativamente menor na superfície de Calisto que as dos demais satélites de Galileu.
O passado de Calisto
Ao que parece o satélite nunca foi aquecido o suficiente para derreter o gelo de sua constituição. Então, o modelo mais favorável para sua formação é a lenta acreção na baixa densidade da subnebulosa jupiteriana—um disco de gás e poeira que existiu em torno de Júpiter após sua formação.Tal estágio de acreção prolongado iria permitir o resfriamento para manter grande parte do calor acumulado causado por impactos, decaimento radioativo e contração, através disso prevenindo o derretimento e rápida diferenciação. A escala de tempo possível para a formação de Calisto está situada entre 100 mil a 10 milhões de anos.
Visões da erosão (topo) e saliências de gelo (fundo) mais erodidas (aproximadamente 100 m de resolução), possivelmente formado a partir da ejecta de uma antiga cratera de impacto.
A evolução posterior de Calisto após a acreção de material da nebulosa de Júpiter, foi determinada pelo balanço do aquecimento radioativo, resfriamento através da condução térmica perto da superfície, e o estado sólido e convecção sub sólida no interior do satélite. Detalhes da convecção sub sólida no gelo são as principais fontes de incerteza nos modelos de todas os satélites gelados. É conhecido se desenvolver quando a temperatura é suficiente próxima do ponto de fusão, devido à dependência da temperatura da viscosidade do gelo. A convecção subsolada de corpos de gelo é um processo lento de movimento na ordem de 1 centímetro por ano, mas é, de fato, um mecanismo de resfriamento bastante efetivo em longas escalas de tempo. Acredita-se proceder o então chamado regime da tampa estagnada, onde uma firme camada de gelo externa do satélite conduz o calor sem convecção, enquanto o gelo abaixo conduz calor a nível do subsolo.
Para Calisto, a camada exterior de condução corresponde à fria e rígida litosfera com uma espessura de aproximadamente 100 km. Sua presença explicaria a falta de sinais de atividade endogênica na superfície do satélite. A convecção nas partes interiores de Calisto poderiam se estender em camadas, porque sob as altas pressões encontradas, o gelo de água existe em diferentes fases cristalinas começando com o gelo I na superfície até o gelo VII no centro (veremos no decorrer dos tomos vários satélites e planetas com estes tipos de gelo). O começo precoce da convecção sub sólida no interior de Calisto poderia ter prevenido o derretimento em larga escala do gelo e qualquer diferenciação planetária resultante que de outro modo teriam formado um grande núcleo rochoso e um manto de gelo. Porém devido ao processo de convecção, uma lenta e separação parcial e diferenciação de rochas e gelos dentro de Calisto tem se procedendo na escala de tempo de bilhões de anos e pode estar continuando até hoje.
Atmosfera de Calisto
Calisto tem uma tênue atmosfera composta de dióxido de carbono que foi detectada pelo dispositivo de Near Infrared Mapping Spectrometer (Espectrômetro de Mapeamento do Infravermelho Próximo). Por causa desta fina atmosfera se perder em apenas 4 dias (ver escape atmosférico), deve existir uma constante reposição, possivelmente da lenta sublimação do gelo seco da crosta congelada do satélite, que seria compatível com a hipótese de sublimação-degradação para a formação das saliências na superfície.
Ionosfera de Calisto
Campo magnético induzido em volta de Calisto.
A ionosfera foi detectada durante os sobrevoos da sonda Galileu; sua alta densidade eletrônica não pode ser explicada apenas pela fotoionização da atmosfera de dióxido de carbono. Portanto, suspeita-se que a atmosfera de Calisto é atualmente dominada pelo oxigênio molecular (em quantidades de 10 a 100 vezes maior que o CO2. Entretanto, o oxigênio não foi ainda diretamente detectado na atmosfera do satélite. Observações com o Hubble estabeleceram um limite superior na concentração possível na atmosfera, baseado na falta de detecção, que ainda é compatível com as medições da ionosfera. Ao mesmo tempo o Hubble foi capaz de detectar oxigênio condensado preso na superfície de Calisto.
Geologia de Calisto
Espectro infravermelho próximo de planícies escuras com crateras (em vermelho) e a cratera Asgard (em azul), mostrando a presença de mais gelo de água e menos material rochoso na cratera.
A densidade média de Calisto, 1,83 g/cm³, sugere uma composição de aproximadamente partes iguais de material rochoso e gelo de água, com alguns gelos voláteis adicionais como amônia. A fração da massa de gelo é de entre 49% e 55% sendo a composição exata de componentes rochosos de Calisto não é conhecida, mas é provavelmente próxima à composição de condritos ordinários de tipo L/LL, que são caracterizados por menos ferro, menos ferro metálico e mais óxido de ferro do que condritos H.
A superfície de Calisto tem um albedo de 20%, se pensando que a composição de sua superfície é muito parecida à composição de suas outras partes. O gelo de água parece estar em toda a superfície de Calisto, com uma fração de massa de 25% a 50%.
Análises do espectro em alta resolução, em infravermelho próximo e em ultravioleta obtido pela sonda Galileu revelaram vários materiais que não são gelos: silicatos hidratados de magnésio e ferro, dióxido de carbono, dióxido de enxofre, e possivelmente amônia e vários compostos orgânicos.
Dados espectrais indicaram que a superfície da lua é extremamente heterogênica em uma escala pequena. Pequenas partes brilhantes de gelo de água pura misturam-se com partes de rocha e gelo e grandes áreas escuras que não são compostas por materiais de gelo.
A superfície de Calisto é assimétrica; o hemisfério condutor (o hemisfério voltado para a direção do movimento orbital) é mais escuro que o outro. Isso é diferente dos outros satélites de Galileu, onde acontece o contrário. O hemisfério condutor de Calisto tem mais dióxido de enxofre, enquanto o outro parece ter dióxido de carbono.
A superfície de Calisto é assimétrica; o hemisfério condutor (o hemisfério voltado para a direção do movimento orbital) é mais escuro que o outro. Isso é diferente dos outros satélites de Galileu, onde acontece o contrário. O hemisfério condutor de Calisto tem mais dióxido de enxofre, enquanto o outro parece ter dióxido de carbono.
Muitas das crateras de impacto jovens de Calisto, como a Lofn também mostram enriquecimento no dióxido de carbono. A composição da superfície de Calisto, especialmente em áreas escuras, pode ser parecida com a composição de alguns tipos de asteroides.
Ilustração de um dos criovulcoes de Calisto.
A superfície de Calisto está no topo de uma fria litosfera que está entre 80 e 150 km de profundidade. Foi descoberto que Calisto responde às variações do campo magnético de Júpiter como uma esfera condutora, ou seja, o campo não pode penetrar dentro do satélite, sugerindo a existência uma camada de um fluido altamente condutor no seu interior com uma espessura de pelo menos 10 km. A existência de um oceano salgado entre 50 e 200 km de profundidade é mais provável se a água contiver uma pequena quantidade de amônia ou outro anticongelante, com mais de 5% do oceano. Nesse caso o oceano pode ter de 250 a 300 km de profundidade.
O Oceano de Calisto
O entendimento atual da evolução de Calisto e o acompanhamento dos dados já vistos acima nos permite crer na existência de uma camada ou "oceano" de água liquida em seu interior. A isso é associado o comportamento anômalo da temperatura de fusão da fase de gelo I, que diminui com a pressão, atingindo temperaturas tão baixas quanto 251 ºK a 2 070 bar (207 MPa).Em todos os modelos realísticos de Calisto a temperatura da camada entre 100 e 200 km de profundidade é muito próxima, ou excede levemente, esta temperatura de fusão anômala.A presença de pequenas quantidades de amônia—aproximadamente 1–2% por peso—quase garante a existência de líquido porque a amônia iria abaixar a temperatura de fusão mais ainda.
O interior de Calisto
Modelo da estrutura interna de Calisto, mostrando gelo na superfície, uma possível camada de água líquida, e um interior de rochas e gelos.
Abaixo da litosfera e do possível oceano, o interior de Calisto não é inteiramente uniforme, mas também não tem uma variabilidade muito grande. Dados obtidos pela sonda Galileu mostram que seu interior é composto de rochas e gelos comprimidos, com a quantidade de rochas aumentando com a profundidade. A densidade e momento de inércia são compatíveis com a existência de um pequeno núcleo de silicato no centro de Calisto. O raio do núcleo pode ser de até 600 km, e a densidade pode ser de 3,1 e 3,6 g/cm³, em contraste significativo ao interior de Ganimedes.
Superfície de Calisto
Imagem da sonda Galileu de planícies com crateras.
A antiga superfície de Calisto é uma das mais cheias de crateras do Sistema Solar sendo que a densidade de crateras é muito próxima à saturação pois qualquer nova cratera tende a apagar uma outra. A geologia em larga escala é relativamente simples; em Calisto, não há grandes montanhas, vulcões ou outras características tectônicas. As crateras de impacto e estruturas de múltiplos anéis, juntos com fraturas, escarpas e depósitos, são as únicas características grandes da superfície.
A superfície de Calisto pode ser dividida em várias partes geológicas diferentes como em planícies de crateras, planícies claras, planícies brilhantes e escuras, e várias unidades associadas a estruturas de múltiplos anéis e crateras de impacto.
As planícies de crateras são a maior parte da superfície, e representam a antiga litosfera, uma mistura de gelo e material rochoso. As planícies claras incluem crateras de impacto brilhantes como a Burr e a Lofn, assim como os restos de crateras apagadas chamadas de palimpsestos, as partes central de estruturas de anéis múltiplos, e partes isoladas nas planícies de crateras. Essas planícies claras podem ser depósitos de crateras de gelo.
As planícies brilhantes e lisas constituem uma fração pequena da superfície de Calisto e são achadas em zonas próximas às crateras Valhalla e Asgard e em zonas isoladas nas planícies de crateras. Imagens da sonda Galileu mostraram que as planícies brilhantes e lisas estão relacionadas com um terreno muito fraturado e áspero e não apresenta nenhum sinal de desgaste. As imagens da Galileu também revelaram áreas pequenas, escuras e lisas que cobriam uma área de 10 000 km², que parecem cercar o terreno próximo. Elas são possíveis depósitos de crio-vulcões. As planícies claras e as diversas planícies lisas são um pouco mais jovens e têm menos crateras do que as planícies de crateras.
Enquanto Calisto é muito similar em propriedades a Ganimedes, tem aparentemente uma história geológica muito mais simples.
A superfície dr Calisto parece ter sido formada principalmente por impactos e outras forças exogênicas. Ao contrário de seu vizinho Ganimedes com sua área entrilhada, existem poucas evidências de atividades tectônicas. Explicações que tem sido propostas para os contrastes no calor interno e consequente diferenciação e atividade geológica entre Calisto e Ganimedes incluem diferenças nas condições de formação, e o maior aquecimento de maré experimentado por Ganimedes, devido a sua proximidade de Júpiter, e os mais numerosos e energéticos impactos que teria sofrido Ganimedes durante o intenso bombardeamento tardio pela nebulosa planetária. A história geológica relativamente simples de Calisto provê aos cientistas planetários um ponto de referência para comparação com outros mundos mais complexos e ativos.
Crateras de Calisto
A cratera de impacto Hár.
O diâmetro das crateras de impacto de Calisto vai de 0,1 km (um limite definido por resolução de imagem) até 100 km, não contando as estruturas de múltiplos anéis. Crateras pequenas, com um diâmetro de menos de 5 km, têm formas de bacia ou de fundo plano. As crateras de 5 a 40 km de diâmetro geralmente têm um pico central. Crateras com diâmetro de 25 a 100 km, como a Tindr, têm um buraco no centro, em vez de picos. As maiores crateras, com pelo menos 60 km de diâmetro, podem ter uma cúpula no centro, que são o resultado de levantamentos tectônicos após um impacto. Um pequeno número de crateras muito grandes e brilhantes, com mais de 100 km de diâmetro, mostram anomalias na geometria da cúpula. Essas crateras são estranhamente rasas e podem ser uma transição de acidente geográfico para as estruturas de múltiplos anéis, como a cratera Lofn.
A região Valhala, vista da Voyager 1, com quase 3000 km de diâmetro. Crédito: NASA
As crateras de Calisto são mais rasas do que as da Lua e seus maiores acidentes geológicos de impacto em Calisto são as estruturas de múltiplos anéis. Valhala é a maior, com uma região central brilhante de 600 km de diâmetro, e anéis que se estendem a até 1 900 km do centro.
A segunda maior é Asgard, que mede cerca de 1 600 km de diâmetro. Estruturas de anéis múltiplos provavelmente são o resultado da fratura concêntrica da litosfera após o impacto, que está situada em uma camada de material líquido, possivelmente um oceano. As cadeias de crateras são longas linhas de crateras de impacto. Elas provavelmente foram criados por objetos que foram despedaçados devido a forças de maré de Júpiter antes de impacto em Calisto, ou por objetos muito oblíquos.
Imagem composta da superfície de Calisto mostrando grandes crateras de impacto. A grande cratera brilhante à esquerda é conhecido como Asgard.
A segunda maior é Asgard, que mede cerca de 1 600 km de diâmetro. Estruturas de anéis múltiplos provavelmente são o resultado da fratura concêntrica da litosfera após o impacto, que está situada em uma camada de material líquido, possivelmente um oceano. As cadeias de crateras são longas linhas de crateras de impacto. Elas provavelmente foram criados por objetos que foram despedaçados devido a forças de maré de Júpiter antes de impacto em Calisto, ou por objetos muito oblíquos.
Pequenos pedaços de gelo de água pura com um albedo de mais de 80% são achados na superfície de Calisto, cercados por muito material escuro. Imagens da Galileu em alta definição mostraram que os pedaços brilhantes predominam em lugares elevadas: bordas levantadas de crateras, escarpas, tergos, montanhas e colinas altas. É provável que eles sejam pequenos depósitos de geada da água. O material escuro geralmente está nas áreas planas mais baixos ao redor dos pedaços de gelo de água.
Deslizamentos de terra de 3 a 3,5 km de extensão em Calisto.
Em uma escala de quilômetros, a superfície de Calisto está mais degradada do que a superfície dos outros satélites de Galileu. Tipicamente, não há muitas crateras com um diâmetro menor que 1 km em comparação com as planícies escuras de Ganimedes, por exemplo. Em vez de pequenas crateras, a superfície de Calisto possui pequenas colinas e depressões. Pensa-se que as colinas representam restos das bordas levantadas de crateras degradadas por um processo desconhecido sendo o processo mais provável disso é a sublimação do gelo, que pode ser possível com uma temperatura de 165 ºK, alcançada no ponto subsolar. Essa sublimação de água ou de outros voláteis do gelo sujo (a rocha matriz) causa sua decomposição. Os restos que não são gelo formam avalanches de detritos que descem na encosta das crateras. Essas avalanches também são observadas próximas e dentro de crateras de impacto, e são chamadas de "aventais de detritos". Às vezes as paredes das crateras são cortadas por várias incisões parecidas com vales, que lembram algumas características da superfície de Marte. Na hipótese da sublimação do gelo, o material escuro é interpretado como uma manta de detrito que não é feita de gelo, que se originou da borda de cratera alta degradada e cobriu uma rocha de gelo.
A idade relativa das diferentes unidades na superfície de Calisto pode ser determinada a partir da da quantidade de crateras de impacto existentes. Quanto mais antiga a superfície, maior será a quantidade de crateras de impacto nela. A idade absoluta não foi determinada, mas baseando-se em considerações teóricas, acredita-se que as planícies com crateras tenham cerca de 4,5 bilhões de anos de idade, sendo quase da formação do sistema solar. A idade das estruturas com multi-anéis e crateras de impacto dependem das taxas de crateras escolhidas como base e são estimadas por diferentes autores variando entre 1 e 4 bilhões de anos
Vida em Calisto
Assim como com Europa e Ganimedes, tem surgido a ideia de que a vida microbiana extraterrestre pode existir no oceano de baixo da superfície de Calisto. Entretanto, as condições para a vida surgir parecem ser menos favoráveis em Calisto do que em Europa.
A principal razão é a falta de contato com material rochoso e o fraco fluxo de calor do interior do satélite. O cientista Torrence Johnson citou as seguintes comparações das probabilidades de vida em Calisto com as outros satélites de Galileu:
"Os ingredientes básicos para a vida—o que nós chamamos de 'química pré-biótica'—são abundantes em muitos objetos do sistema solar, tais como cometas, asteroides e satélites glaciais. Os biologistas acreditam que água e energia são então necessárias para atualmente suportar a vida, então é excitante encontrar outro lugar onde possa haver água líquida. Porém, energia é outro assunto, e atualmente, o oceano de Calisto está sendo aquecido somente por elementos radioativos, enquanto que Europa tem energia de marés também, devido a uma proximidade maior de Júpiter. "
— Torrence Johnson
Baseado nas considerações mencionadas acima e de outras observações científicas, acredita-se que de todas os satélites galileanos de Júpiter, Europa tem ainda a maior chance de suportar a vida mesmo que vida microbiana.
EUROPA
A NASA anunciou em 0 2 de Março de 1998, que a sonda Galileu descobriu fortes evidências do que se julgar ser um oceano salgado por debaixo da superfície, o que fortaleceu as suspeitas anteriores.
Provas espectrográficas mostraram que as raias vermelhas escuras e as características na superfície são ricas em sais tais como sulfato de magnésio, depositados por água que evapora que emerge do interior. Contudo, estes sais são incolores ou brancos quando puros, algum outro material deve estar presente para dar a cor avermelhada. Suspeita-se que sejam compostos sulfúricos ou ferrosos. Devido às temperaturas extremamente baixas, o gelo é tão duro como rocha e deve ter uma espessura de 10 a 30 km cobrindo toda a superfície, o que indica que o oceano líquido pode ter até 90 km de profundidade.
Geologia de Europa
Esquema do tipo de tectonismo que ocorre em Europa, que expele água quente e vapor pelas fissuras produzidas pelas placas tectônicas de gelo. O que mantem plastica e sempre nova a superfície do satélite descoberto por Galileu.
Rodeado por uma concha de rocha, que por sua vez é rodeado por uma camada externa de água que se pensa ter 100 km de profundidade essa água está gelada na camada superficial da crosta, e alguma como um oceano de água líquida por debaixo do gelo.
A superfície de Europa é extremamente plana; existindo poucas características com mais de 10 metros de altura. Estes montinhos cintilantes que cobrem a superfície são enormes iceberg encalhados, provavelmente formados de amônia e água.
As marcas proeminentes que se intercalam pelo planeta parecem ser principalmente características de albedo, com pouco relevo vertical. Existem muito poucas crateras, e o seu albedo é dos maiores entre todas as luas. Isto parece indicar que se trata de uma superfície jovem e ativa; baseado em estimativas de bombardeamentos por cometas, Europa provavelmente tem uma superfície que não tem mais de 30 milhões de anos.
Ao voltar a congelar, esta apagaria qualquer traço desse encontro. As maiores crateras parecem estar cobertas por gelo liso e fresco e são poucas as que têm mais de 30 km e têm a aparência de fendas na camada de gelo. As maiores crateras são Taliesin, Pwyll e Midir, todas com diâmetros entre 37,4 e 50 quilômetros.
Os cientistas encontraram evidências de placas tectônicas na lua Europa de Júpiter. Esta ilustração conceitual do processo de subdução (onde uma placa é forçada sob outra) mostra como uma fria e frágil porção da grossa crosta de gelo exterior da Europa com 20-30 km c se mudou para a camada mais quente interior e foi, em última instância, englobada. A estria englobada em baixo-relevo foi criada na superfície da placa primordial, ao lado da qual cryo-lava, (jorro de um coloide de detritos diluídos em água aquecida), pode ser o produto de uma erupção.
Traduzido do Site da NASA- universoracionalista.org Crédito de imagem: Noah Kroese, I.NK
As linhas de Europa
Traduzido do Site da NASA- universoracionalista.org Crédito de imagem: Noah Kroese, I.NK
As linhas de Europa
Europa está sempre com a mesma face voltada para Júpiter, e as linhas e fissuras teoricamente deveriam formar padrões diferentes mas previsíveis dos lados ambíguos.
Somente as fendas mais recentes têm o padrão esperado pelos cientistas; as outras fendas parecem ter ocorrido a orientações cada vez mais diferentes quanto mais velhas são. Isto pode ser explicado caso a superfície de Europa roda um pouco mais rápido que o seu interior, um efeito que é, possivelmente, devido ao oceano abaixo da superfície. Comparações entre as fotos da sonda Voyage e da Galileu sugerem que as crosta roda não mais que uma vez em cada 10000 anos relativamente ao seu interior.
Atmosfera e clima de Europa
Ao contrário do oxigênio da atmosfera terrestre, o oxigênio em Europa não deve ter origem biológica. É provavelmente gerado pela luz do sol e partículas carregadas que atingem a superfície gelada produzindo vapor de água que subsequentemente se divide em hidrogênio e oxigênio. O hidrogênio escapa à gravidade de Europa por causa da sua massa atômica muito pequena, deixando para trás o oxigênio.
Campo Magnético de Europa
Dados mostram que Europa gera um pequeno campo magnético e através da interação com o de Júpiter este varia periodicamente assim que atravessa o campo magnético massivo de Júpiter. O campo magnético de Europa tem cerca de um quarto da força do campo de Ganimede e é semelhante ao de Calisto.
Vida em Europa
Atmosfera e clima de Europa
Ao contrário do oxigênio da atmosfera terrestre, o oxigênio em Europa não deve ter origem biológica. É provavelmente gerado pela luz do sol e partículas carregadas que atingem a superfície gelada produzindo vapor de água que subsequentemente se divide em hidrogênio e oxigênio. O hidrogênio escapa à gravidade de Europa por causa da sua massa atômica muito pequena, deixando para trás o oxigênio.
Em algumas áreas conseguiu-se observar uma espécie de nuvem, talvez névoa de gotas de amónia. A temperatura à superfície de Europa é de -163°C graus no equador e de apenas -223°C graus nos polos.
Campo Magnético de Europa
Dados mostram que Europa gera um pequeno campo magnético e através da interação com o de Júpiter este varia periodicamente assim que atravessa o campo magnético massivo de Júpiter. O campo magnético de Europa tem cerca de um quarto da força do campo de Ganimede e é semelhante ao de Calisto.
Vida em Europa
Animal marinho fictício do filme, Europa Report (Viagem á Lua de Júpiter) é um filme de ficção científica de 2013.
Suspeita-se que a vida extraterrestre possa existir no oceano por baixo do gelo, talvez subsistindo como os seres vivos que vivem em condições semelhantes na Terra, já que Europa tem elementos essenciais para a vida como a conhecemos: água e calor e compostos orgânicos. Ou seja, em respiradouros hidrotermais como no fundo dos oceanos ou como no Lago Vostok da Antártida.
Esquema de sobrevivência das possíveis formas de vida em Europa
Em Encelados, outra dos satélites de Saturnos e localizou um oceano subterrâneo que provoca "erupções" por meio de fissuras no polo sul. O satélite natural, por sinal, poderá ser o destino de uma missão na próxima década.
Mas Europa é muito maior que Encelados e tem mais atividade em e tudo como:
atividade geológica, água, espaço e calor e estabilidade em seu ambiente.
A órbita de Europa a leva bem adentro do poderoso campo gravitacional de Júpiter, que captura e acelera partículas criando cinturões de radiação intensa. Essa mesma radiação causa reações químicas na superfície de Europa, resultando em compostos oxidantes.
Na Terra, reações entre oxidantes e compostos redutores fornecem a energia necessária para a vida. Mas em Europa esses oxidantes só são úteis para possíveis micróbios se chegarem ao oceano.Os cientistas acreditam que isso pode acontecer com o processo de convecção da crosta, e que reatores criados pela interação entre a água salgada e o fundo rochoso do oceano podem reagir com os oxidantes.
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IO
Atmosfera e clima de Io
A fina atmosfera de Io é composta por dióxido de enxofre (SO2) e vestígios de outros gases. As sondas Pioneer demonstraram que Io possui uma atmosfera pouco espessa, com uma densidade de cerca 1/20 000 da Terra, apesar das grandes quantidades de gás ejetado pelos vários vulcões. A gravidade é tão baixa que a sua atmosfera se escapa, quase na sua totalidade, para o Espaço, tendo, ainda assim, 120 km de altura.
Estudos mostram que as regiões mais quentes, cobertas por fluxos de lava, alcançam temperaturas até 1727 °C; no entanto a temperatura média nesses locais é de cerca de 27 °C. Apesar disso, as temperaturas médias globais são muito mais frias, à volta dos -143 °C. À noite, a temperatura desce até aos -184 °C, de tal modo que o SO2 se deve condensar para formar uma espécie de geleia branca.
Para um mundo tão infernal, as temperaturas médias são muito baixas, isto deve-se à atmosfera ténue que não consegue reter o calor do sol e dos seus vulcões. Assim que os gases são expelidos dos vulcões estes imediatamente começam a congelar e condensar.
A ionosfera, a 700 km de altura, é constituída por íons de enxofre, oxigênio e sódio e é constantemente renovada pela atividade vulcânica, para que a perda de partículas seja compensada devido à influência da magnetosfera de Júpiter, logo equilibrando-a.
A nuvem de sódio que é formada é a mais facilmente visível, apesar da sua origem ser desconhecida, dado que não foi detectado sódio na superfície de Io.
Devido à rápida rotação do campo magnético de Júpiter, essas partículas formam um toro de radiação intensa, à volta de Júpiter, que brilha intensivamente em luz ultravioleta. As partículas que escapam deste toro são parcialmente responsáveis pela invulgar e grande magnetosfera de Júpiter. Dados recentes da Galileu mostram que Io pode ter o seu próprio campo magnético.
A localização de Io em relação à Terra e a Júpiter tem influência significativa nas emissões de rádio jovianas vistas da Terra: Quando Io está visível, os sinais de rádio de Júpiter aumentam significativamente. Como foi detectada a presença de cloro, pensa-se que o cloreto de sódio (o sal de mesa) possa existir em Io e que este possa ter alguma influência no vulcanismo extremo observado nesta lua.
A origem do sal também não é conhecida, mas pensa-se possa ser o resultado de reações químicas na atmosfera ou até existir em rios subterrâneos que alimentem os vulcões que por sua vez transportam esse sal dissolvido.
Geologia de Io
Da mesma forma que os vulcões da Terra, os vulcões Ionianos emitem enxofre e dióxido de enxofre. Originalmente, julgava-se que as correntes de lava eram constituídas por substâncias sulfurosas. Contudo, hoje pensa-se que são silicatos rochosos derretidos, tal como acontece, também, na Terra. A sonda Galileu detectou mais de cem vulcões em erupção, e especula-se que deverão existir pelo menos trezentos.
A energia para este vulcanismo deriva de efeitos de maré gerados pela interação de Io, Júpiter, Europa e Ganimedes. Os três satélites encontram-se em ressonância orbital (ressonância de Laplace), de modo que Io orbita duas vezes por cada órbita de Europa que, por sua vez, orbita duas vezes por cada órbita de Ganimedes; além disso, Io mantém sempre a mesma face virada para Júpiter. A interação gravitacional de Europa, Ganimedes e Júpiter, obriga o diâmetro de Io a sofrer constantes variações (cerca de 100 metros), num processo que gera calor através de fricção interna.
Erupção observada em seu auge.
O maior complexo vulcânico é Ra Patera, que possui correntes de lava de 200 km de comprimento e uma caldeira de 50 km de diâmetro. Nas imagens da Voyager 01, o vulcão tinha um contorno em forma de coração, mas que se apresentava perfeitamente oval nas imagens da Voyager 02, o que revela a incrível variedade e variação das características da superfície.
Loki é o centro vulcânico mais poderoso do sistema solar e estava ativo aquando da passagem da Voyager 01, mostrando-se inativo quando a Voyager 02 o sobrevoou novamente. Loki emite mais calor que todos os vulcões da Terra combinados. Prometeu é outro centro eruptivo significativo em Io. Muitos destes vulcões são cercados por halos circulares toscos, presumivelmente de matéria ejetada. São também visíveis correntes de lava nas imagens captadas.
A ausência de crateras, havendo registo de treze estruturas de impacto e 78 prováveis, sugere que a superfície seja regenerada por depósitos vulcânicos a cada período de um milhão de anos. As matérias expelidas dos vulcões em atividade escorrem ao longo das vertentes das montanhas vulcânicas elevando-se em jactos imensos para voltarem a cair sobre a paisagem policromática, cobrindo desse modo antigas crateras abertas pelo impacto de meteoritos.
Algumas das plumas vulcânicas com material ejetado da superfície de Io foram expelidas até mais de 300 km da superfície antes de voltarem a cair de volta, a uma velocidade de cerca um quilômetro por segundo. Os gases expelidos são lançados a velocidades de 1500 a 3200 quilômetros por hora e as nuvens de cinza até 150 a 300 quilômetros de altura.
Tvashtar é uma cadeia de crateras vulcânicas que ficou conhecida depois de uma erupção de uma pluma vulcânica gigantesca. A pluma de erupção atingiu 385 km de altura e cobriu 700 km de terreno circundante. Tvashtar entrou em erupção de várias formas ao longo de quase dois anos: uma cortina de lava com 50 km na Patera central; um gigantesco rio de lava ou uma erupção de um lago de lava na Patera gigante da esquerda; e uma erupção de uma pluma gigante que se julgava que alteraria a topografia regional, mas que só fez alterações a nível local.
Em fevereiro de 2001, as maiores erupções vulcânicas já registadas no sistema solar tiveram lugar em Io; e de se notar que os vulcões ionianos não produzem montanhas vulcânicas. A lava é bastante fluída e forma pequenos montes levemente inclinados chamados de vulcões-escudo.
Hidrografia de Io
Caldeiras de Io
Acredita-se que a caldeira de Pele contém lava líquida coberta por uma crosta arrefecida de lava flutuante. Este lago de lava está confinado à zona escura da caldeira que cobre uma área de cerca de 15 por 19 quilômetros.
Loki possui uma caldeira enorme e continuamente inundada de lava. As altas temperaturas registadas na parte ocidental da caldeira levam a acreditar que Loki também seja um lago de lava ativo com material derretido debaixo de uma crosta.
Pateras de Io
Pateras de Culann, Tupan
Superfície de Io
IO
Atmosfera e clima de Io
Superfície de Io sobre leve neblina de gases como o enxofre.
Estudos mostram que as regiões mais quentes, cobertas por fluxos de lava, alcançam temperaturas até 1727 °C; no entanto a temperatura média nesses locais é de cerca de 27 °C. Apesar disso, as temperaturas médias globais são muito mais frias, à volta dos -143 °C. À noite, a temperatura desce até aos -184 °C, de tal modo que o SO2 se deve condensar para formar uma espécie de geleia branca.
Vapores de gases se precipitam sob a superfície de Io, pelo Intenso vulcanismo do satélite.
Para um mundo tão infernal, as temperaturas médias são muito baixas, isto deve-se à atmosfera ténue que não consegue reter o calor do sol e dos seus vulcões. Assim que os gases são expelidos dos vulcões estes imediatamente começam a congelar e condensar.
A ionosfera, a 700 km de altura, é constituída por íons de enxofre, oxigênio e sódio e é constantemente renovada pela atividade vulcânica, para que a perda de partículas seja compensada devido à influência da magnetosfera de Júpiter, logo equilibrando-a.
A nuvem de sódio que é formada é a mais facilmente visível, apesar da sua origem ser desconhecida, dado que não foi detectado sódio na superfície de Io.
O Toro de Io é uma neblina que circunda o planeta Júpiter
Outra fonte para a energia de Io deve-se à sua passagem pelas linhas do campo magnético de Júpiter, gerando uma corrente eléctrica. Apesar de não ser uma fonte significativa quando comparada com o aquecimento por efeito de marés, pode originar mais de 1000 giga watts com um potencial de 400 quilovolts, retirando cerca de mil quilogramas por segundo de átomos ionizados da atmosfera de Io.
Devido à rápida rotação do campo magnético de Júpiter, essas partículas formam um toro de radiação intensa, à volta de Júpiter, que brilha intensivamente em luz ultravioleta. As partículas que escapam deste toro são parcialmente responsáveis pela invulgar e grande magnetosfera de Júpiter. Dados recentes da Galileu mostram que Io pode ter o seu próprio campo magnético.
A localização de Io em relação à Terra e a Júpiter tem influência significativa nas emissões de rádio jovianas vistas da Terra: Quando Io está visível, os sinais de rádio de Júpiter aumentam significativamente. Como foi detectada a presença de cloro, pensa-se que o cloreto de sódio (o sal de mesa) possa existir em Io e que este possa ter alguma influência no vulcanismo extremo observado nesta lua.
A origem do sal também não é conhecida, mas pensa-se possa ser o resultado de reações químicas na atmosfera ou até existir em rios subterrâneos que alimentem os vulcões que por sua vez transportam esse sal dissolvido.
Possível estrutura interna de Io. O núcleo deverá ser metálico (ferro, níquel) mostrado a cinzento, envolto por uma concha rochosa (mostrada a castanho) que se estende até à superfície.
Geologia de Io
Esta intensa atividade vulcânica eliminou da superfície qualquer rasto de gelo, como seria de esperar num satélite vulcânico.
Da mesma forma que os vulcões da Terra, os vulcões Ionianos emitem enxofre e dióxido de enxofre. Originalmente, julgava-se que as correntes de lava eram constituídas por substâncias sulfurosas. Contudo, hoje pensa-se que são silicatos rochosos derretidos, tal como acontece, também, na Terra. A sonda Galileu detectou mais de cem vulcões em erupção, e especula-se que deverão existir pelo menos trezentos.
A energia para este vulcanismo deriva de efeitos de maré gerados pela interação de Io, Júpiter, Europa e Ganimedes. Os três satélites encontram-se em ressonância orbital (ressonância de Laplace), de modo que Io orbita duas vezes por cada órbita de Europa que, por sua vez, orbita duas vezes por cada órbita de Ganimedes; além disso, Io mantém sempre a mesma face virada para Júpiter. A interação gravitacional de Europa, Ganimedes e Júpiter, obriga o diâmetro de Io a sofrer constantes variações (cerca de 100 metros), num processo que gera calor através de fricção interna.
Erupção observada em seu auge.
O maior complexo vulcânico é Ra Patera, que possui correntes de lava de 200 km de comprimento e uma caldeira de 50 km de diâmetro. Nas imagens da Voyager 01, o vulcão tinha um contorno em forma de coração, mas que se apresentava perfeitamente oval nas imagens da Voyager 02, o que revela a incrível variedade e variação das características da superfície.
A pluma de erupção do vulcão Pele, em erupção aquando a Voyager 02 alcançou este indescritível mundo, subia cerca de 275 km, quatro meses depois da passagem da Voyager 01. Pele é, também, a formação mais característica deste satélite.
Loki é o centro vulcânico mais poderoso do sistema solar e estava ativo aquando da passagem da Voyager 01, mostrando-se inativo quando a Voyager 02 o sobrevoou novamente. Loki emite mais calor que todos os vulcões da Terra combinados. Prometeu é outro centro eruptivo significativo em Io. Muitos destes vulcões são cercados por halos circulares toscos, presumivelmente de matéria ejetada. São também visíveis correntes de lava nas imagens captadas.
A patera Tvashtar é um conjunto de crateras vulcânicas bem ativas de IO. Observada 10 meses depois de duas sondas terem observado uma erupção de uma pluma de erupção dantesca. As partes de depósitos escuros e claros que irradiam do centro da cratera vulcânica (ou Patera), são remanescentes dessa mesma pluma.
A ausência de crateras, havendo registo de treze estruturas de impacto e 78 prováveis, sugere que a superfície seja regenerada por depósitos vulcânicos a cada período de um milhão de anos. As matérias expelidas dos vulcões em atividade escorrem ao longo das vertentes das montanhas vulcânicas elevando-se em jactos imensos para voltarem a cair sobre a paisagem policromática, cobrindo desse modo antigas crateras abertas pelo impacto de meteoritos.
Algumas das plumas vulcânicas com material ejetado da superfície de Io foram expelidas até mais de 300 km da superfície antes de voltarem a cair de volta, a uma velocidade de cerca um quilômetro por segundo. Os gases expelidos são lançados a velocidades de 1500 a 3200 quilômetros por hora e as nuvens de cinza até 150 a 300 quilômetros de altura.
Tvashtar é uma cadeia de crateras vulcânicas que ficou conhecida depois de uma erupção de uma pluma vulcânica gigantesca. A pluma de erupção atingiu 385 km de altura e cobriu 700 km de terreno circundante. Tvashtar entrou em erupção de várias formas ao longo de quase dois anos: uma cortina de lava com 50 km na Patera central; um gigantesco rio de lava ou uma erupção de um lago de lava na Patera gigante da esquerda; e uma erupção de uma pluma gigante que se julgava que alteraria a topografia regional, mas que só fez alterações a nível local.
Em fevereiro de 2001, as maiores erupções vulcânicas já registadas no sistema solar tiveram lugar em Io; e de se notar que os vulcões ionianos não produzem montanhas vulcânicas. A lava é bastante fluída e forma pequenos montes levemente inclinados chamados de vulcões-escudo.
Hidrografia de Io
Diferentemente da maioria dos "rios, cascatas e lagos" da terra , em Io temos os menos fenômenos e percursos só que em vez de água e magma vulcânico.
Caldeiras de Io
Gigantescas erupções Em Io detectadas pela sonda Gemini em 2013.
As caldeiras ionianas são circulares, profundas e tendem a ser maiores que as encontradas na Terra. Muitas destas caldeiras têm material escuro líquido no seu interior, indicando a presença de lava muito quente e recentemente expelida.
Loki possui uma caldeira enorme e continuamente inundada de lava. As altas temperaturas registadas na parte ocidental da caldeira levam a acreditar que Loki também seja um lago de lava ativo com material derretido debaixo de uma crosta.
Superfície semifluida de Io
Pateras de Io
Região vulcanica da patera de Rha, com derrames e jorros de lava.
As Pateras são centros vulcânicos semelhantes a caldeiras, mas diferentes dos que são encontrados na Terra ou no resto do Sistema Solar. Observações feitas pelas sondas indicam que estes centros vulcânicos podem ter origem em fraturas e movimentos da crosta. Chaac Patera é um desses centros e tem cerca de 2,8 km de profundidade, ou seja, o dobro do Grand Canyon nos Estados Unidos.
As fontes de lava são originadas a partir de material eruptivo ejetado a partir de uma fissura e encontram-se na região de Tvashtar. Esta fonte atira matéria derretida a 1,5 km de altura produzindo um espetáculo visual luminoso e escaldante já que pode atingir 1327 °C.
Pateras de Culann, Tupan
Em maio de 2011, novas análises de dados enviados pela sonda Galileu, permitiram aos cientistas da NASA descobrir a existência de um grande oceano de lava sob a superfície do satélite. Io produz mais lava anualmente que todos os vulcões da Terra juntos e a descoberta deste oceano submerso pode explicar o porquê da intensa atividade vulcânica no satélite.
Manchas que indicam vulcanismo intenso.
A superfície de Io está coberta por manchas brancas, vermelhas, cor-de-laranja, amarelas e negras, cores que têm origem na matéria sulfurosa (enxofre e dióxido de enxofre sólidos) a diferentes temperaturas libertada pela erupção azul dos seus vulcões. A região equatorial de Io é de tons laranja-escuro; os polos são mais escuros e avermelhados.
Existem montanhas escarpadas de origem não vulcânica com vários quilómetros de altura, planaltos formados por materiais em camada, e muitas caldeiras com aspecto irregular. Várias das formações negras correspondem a pontos quentes e podem ser lava a fluir. Não existem muitas crateras de impacto, dado que os depósitos vulcânicos cobrem a superfície mais rapidamente que o número de grandes crateras causadas por asteroides e cometas.
Io é muito diferente das outras três grandes luas de Júpiter, dado possuir vulcões e uma superfície rica em enxofre, dando-lhe um aspecto único e colorido.
Apesar de Io ter uma atmosfera, e possuir atividade vulcânica que pode aquecer a superfície, o ambiente em Io é extremamente hostil para condicionar a vida tal qual a conhecemos na Terra. A gravidade é demasiadamente baixa, e a atmosfera escapa-se para o espaço. Esta só existe devido à atividade contínua dos seus vulcões. As temperaturas variam do extremamente quente para o extremamente frio devido à inexistência de uma atmosfera consistente.
No entanto, a sonda Galileu descobriu o que parece ser gelo hídrico entre os satélites e a atmosfera de Júpiter, que poderiam aumentar a probabilidade de ser encontrada vida em Io, já que a água líquida, energia e atmosfera são elementos que podem propiciar a existência de vida, mesmo que microbiana.
GAMIDES
Ganimedes possui um diâmetro médio de 5262,4 km; sendo um pouco maior que o planeta Mercúrio.
A densidade de Ganimedes circunda os 1,942 g/cm³. A baixa densidade deve-se à elevada percentagem de gelos com alguns silicatos de material primordial e de impacto proveniente do espaço.
Clima de Ganimedes
Devido a quase ausência de atmosfera e uma pressão atmosférica insignificante, Ganimedes assim como Io quase não possui atmosfera e diferente deste que repõe a mesma pelo intenso vulcanismo, a de Ganimedes é basicamente um pouco mais que o vácuo espacial.
Campo Magnético de Ganimedes
O campo magnético de Ganimedes está inserido no campo magnético gigantesco de Júpiter. Provavelmente, este é criado como o da Terra, resultando do movimento de material condutor no seu interior. Pensa-se que este material condutor possa ser uma camada de água líquida com uma concentração elevada de sal, ou que possa ser originado no núcleo metálico de Ganimedes.
Auroras de Ganimedes
Geologia de Ganimedes
Núcleo de Ganimedes.
Ganimedes é composto por rocha de silicatos e gelo de água, com a crosta de gelo flutuando sobre um manto lamacento que pode conter uma camada de água líquida. A sonda Galileu indicou que a sua estrutura divide-se em três camadas: um pequeno núcleo de ferro ou de ferro e enxofre derretido rodeado por um manto rochoso de silicatos com uma capa de gelo por cima.
Disposição das camadas internas de Ganimedes
Este núcleo metálico sugere um elevado grau de aquecimento no passado de Ganimedes do que se julgava. De fato, o satélite pode ser semelhante a Io, mas com uma capa externa adicional de gelo.
A crosta gelada divide-se em placas tectônicas. Estas características sugerem que o interior terá sido mais ativo que hoje, com muito mais calor no manto.
Solo de Ganimedes
.Ganimedes, maior em tamanho que o planeta Mercúrio e que o planeta-anão Plutão, este satélite natural gigante tem uma superfície repleta de crateras jovens e brilhantes sobrepondo uma mistura de crateras antigas e escuras em um solo riscado de cânions e sulcos.
OUTROS SATÉLITES DE JÚPITER
Grupo Amalteia
São os satélites Jupiterianos mais próximos do planeta gigante. O grupo nomeado no inicio dos anos 1980 recebeu o nome que Barnard em 1892 batizou o que era visível para seus instrumentos ópticos no século XIX.
São os satélites Jupiterianos mais próximos do planeta gigante
Metis
O mais próximo satélite de Júpiter, possui um diâmetro de 60×40×34. Foi descoberto em 1979 via Voyager 1
Adrastea
Amalthea PIA02532
Tebe
O segundo dos quatro primeiros em tamanho medindo 116×98×84 de diâmetro, descoberto também em 1979 pela Voyager 1.
Tebe é o quarto satélite natural, em termos de distância, de Júpiter. Tebe foi descoberto pela Voyager 1 em 5 de março de 1979 e inicialmente recebeu o nome de S/1979 J . Em 1983, o pequeno satélite foi oficialmente batizado com o nome da ninfa Tebe. Ela também é conhecida pela designação de Júpiter XIV. Tebe é mais exterior das luas internas de Júpiter. Aparentemente existem três ou quatro grandes crateras em sua superfície.
Tebe
Júpiter ainda possui mais 54 satélites confirmados, a grande maioria não passando de rochas capturadas pela grande força gravitacional de Júpiter que se encontram entre os quatro de Galileu e os asteroides troianos, sendo estes asteroides ao que parecem serem os principais fornecedores de objetos para o séquito do gigante gasoso.
