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Nuevo Modelo de Formación de los Satélites
Jovianos
11 de Diciembre de 2002.
 Gracias a una nueva teoría, científicos del Southwest Research Institute han conseguido reconciliar la diversidad de las propiedades físicas de las cuatro grandes lunas de Júpiter (los satélites galileanos: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto) con su formación a partir de un único disco de gas y partículas alrededor del planeta.
Los cálculos realizados por Robin M. Canup y William R. Ward muestran que un período prolongado de crecimiento a partir de un disco de materia con escasa cantidad de gas puede explicar algunas de las características principales de los satélites jovianos, como su composición, la poco usual estructura interna de Calisto (el más alejado del planeta), y su capacidad de supervivencia.
Los investigadores saben desde hace tiempo que la densidad media de las lunas galileanas se reduce paulatinamente conforme nos alejamos de Júpiter. Esta tendencia indica una proporción creciente de hielo de baja densidad, de tal manera que los satélites más exteriores, Ganímedes y Calisto, contienen aproximadamente un 50 por ciento de roca y un 50 por ciento de hielo en su masa.
Las recientes visitas efectuadas por la sonda Galileo sobre Calisto sugieren que éste no posee un interior dividido en un núcleo central y un manto externo. Esto implica que tuvo que formarse lentamente, durante más de 100.000 años, manteniéndose lo bastante frío como para evitar una fusión a gran escala.
Se ha calculado que la masa combinada de los satélites implica la disponibilidad para su formación de al menos un 2 por ciento de la masa de Júpiter en forma de hielo y roca. Los modelos previos asumían que los satélites se formaron a partir de un disco que giraba en torno a Júpiter y que contenía de forma constante este 2 por ciento de masa. Ello supondría que el disco se formó primero y las lunas después, en su interior. Sin embargo, las temperaturas en tan masivo disco habrían sido demasiado altas como para retener el hielo en la región donde se encuentran Ganímedes y Calisto, proporcionando tiempos de formación de apenas 1.000 años (demasiado cortos). Además, la interacción gravitatoria entre los satélites y el disco habría provocado la paulatina caída de los primeros sobre la atmósfera del planeta, destruyéndolos.
El modelo del Southwest Research Institute, en cambio, no requiere que la masa total necesaria para formar los satélites se encuentre en el disco desde el primer momento. El material pudo ser enviado a este último lentamente, durante un período de tiempo prolongado. Ello pudo ocurrir durante el propio crecimiento de Júpiter: su atracción gravitatoria fue suficiente para atraer gas y partículas dispersos en la órbita solar, atrapándolos a su alrededor.
Según el nuevo modelo, pues, los satélites crecen gradualmente a medida que entra materia en el disco. Los sólidos se acumulan rápidamente en una órbita determinada, mientras que los gases se extienden radialmente y mantienen una baja densidad. Es en este disco donde las temperaturas son lo bastante bajas como para que aparezca hielo de forma natural en la región de Ganímedes y Calisto. Estas lunas crecerán a lo largo de periodos largos, entre 100.000 y 1 millón de años.
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