Las lunas exteriores de Júpiter

Se me hace difícil creerlo, pero hace ya año y medio que iniciamos nuestra exploración del sistema joviano formado por el gigante Júpiter y su cohorte de anillos y satélites, dentro de la serie sobre el Sistema Solar. Tras conocer al Leviatán, nos dedicamos a visitar el resto del sistema: conocimos sus anillos y las lunas interiores embebidas en ellos; como recordarás, estas lunas interiores reciben el nombre de grupo de Amaltea por una de las cuatro (Metis, Adrastea, Amaltea y Tebe). Después dedicamos un artículo a cada una de las cuatro grandes lunas galileanas — Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, y recientemente hicimos un paréntesis para hablar de propulsión interplanetaria y los distintos modos en los que podríamos tratar de llegar al sistema joviano relativamente pronto.

Hoy nos alejamos un poco más de Marduk –aunque aún seguimos inmersos en su poderosísimo tirón gravitatorio– para conocer otros satélites bastante desconocidos, más aún que el grupo de Amaltea: los satélites exteriores de Júpiter. Se tratará de un artículo con imágenes bastante más sosas que otros de la serie, puesto que no disponemos de buenas fotografías de estas minúsculas lunas, y no será una entrada extensa porque tampoco disponemos de gran cantidad de información sobre ellas. Por otro lado, estos satélites son de esas cosas que no se suelen estudiar en la escuela, y además muchos han sido descubiertos tan recientemente que sólo los más jóvenes estábais en el colegio cuando ya se conocían. De modo que, ¿preparado para seguir viajando? Pues vamos con ello.

Si recuerdas el artículo sobre el primer grupo de satélites jovianos, las lunas interiores, se trataba de cuatro satélites condenados: en órbitas demasiado profundas, describiendo lentas espirales que acabarán en su destrucción y sufriendo la abrasión constante de la multitud de pequeños objetos en lugares tan próximos al Monstruo. Los satélites pertenecientes al segundo grupo, las cuatro lunas galileanas, tenían a su vez órbitas elípticas estables (tres de ellas, Ío, Europa y Ganímedes, en una resonancia de Laplace). Más lejos que Calisto, sin embargo, hay una auténtica nube de pequeños satélites atados a Júpiter por cadenas gravitatorias más tenues pero suficientes para mantenerlos allí, como una nube de moscas alrededor de un gran buey.

Lunas exteriores de Júpiter (pantallazo de Celestia).

Se trata de docenas de cuerpos minúsculos, tan pequeños que a veces descubrimos uno y luego lo perdemos durante unos cuantos años, hasta que logramos vislumbrarlo de nuevo. Son rocas de forma irregular, por supuesto, mucho más pequeñas que lo necesario para que su propia gravedad les proporcione una forma redondeada, y han llegado al sistema joviano hace relativamente poco –algo evidente por razones que veremos en un momento–. Se trata de algo así como un “cinturón de asteroides en miniatura” que orbita alrededor de Júpiter de una manera bastante anárquica e irregular.

Actualmente tenemos identificados casi sesenta de estos pequeños cuerpos, que sumados a los cuatro satélites galileanos las cuatro lunas interiores elevan el total de satélites de Júpiter a 64… pero tal vez cuando leas esto, sobre todo si es unos meses o años después de la publicación del artículo, este número ya no sea correcto, ¡así de cambiante es la cosa! Para que te hagas una idea, de esta nube de pequeños satélites exteriores, la inmensa mayoría han sido descubiertos en el siglo XXI: sólo los más grandes eran conocidos antes. Y, como te puedes imaginar, descubrimos otros nuevos todo el tiempo, según nuestros instrumentos se hacen más sensibles y con cada sonda que pasa cerca de Júpiter. Sin embargo, lo importante no es tanto saber exactamente cuántos hay ni nada parecido, sino comprender qué características fundamentales comparten todos ellos y cómo se comportan.

Para empezar, todos ellos están muy lejos de Júpiter. Vimos que la órbita de Calisto, la luna galileana más exterior, tenía un radio medio de unos 1,9 millones de kilómetros. Sin embargo, la más interior de todas las lunas exteriores, Temisto –de la que hablaremos más en detalle en un momento–, tiene un radio orbital medio de unos 7,4 millones de kilómetros, con lo que hay un buen trecho de espacio vacío entre las lunas galileanas y esta “nube de moscas”: es como si los pequeños satélites se mantuvieran a una distancia prudencial del monstruo, asustados de acercarse más.

En segundo lugar, todos ellos tienen órbitas muy elípticas, es decir, muy “estiradas”. Por seguir comparando Calisto y Temisto, el satélite galileano se movía entre una distancia mínima a Júpiter de 1,869 millones de km y una distancia máxima de 1,897 millones de kilómetros: prácticamente un círculo. Dicho de un modo algo más técnico, la excentricidad de la órbita de Calisto –un concepto del que ya hemos hablado antes en la serie, y que mide lo “estirado” de una órbita planetaria– es de 0,007. Sin embargo, la pequeña Temisto tiene un viaje mucho más variable: se mueve entre 5,909 y 8,874 millones de kilómetros de distancia, una diferencia tremenda que se corresponde con una excentricidad de 0,2, casi treinta veces más que la de Calisto.

En tercer lugar, hay tal número de estas lunas y la atracción joviana es tan débil que las órbitas son muy irregulares, es decir, cambian constantemente, a diferencia de las órbitas estables de los satélites interiores. A esta distancia, las interacciones entre la multitud de cuerpos que orbitan el gigante, además de los tirones realizados por las lunas interiores, pueden desestabilizar órbitas en un abrir y cerrar de ojos. Por esta razón a las lunas que estudiaremos hoy se las denomina también satélites irregulares de Júpiter.

En cuarto lugar, como hemos dicho al principio, se trata de lunas muy, muy pequeñas comparadas con las galileanas. Calisto tenía una masa de unos 1,1·1023kg, mientras que la más grande de todas las lunas exteriores, Himalia –un auténtico elefante entre ellas– tiene una masa de unos 5·1018 kg, es decir, 22 000 veces menor que la de Calisto. Si cogiésemos todas y cada una de estas pequeñas moscas y las juntásemos, y después añadiésemos la masa total a la de Calisto, ni siquiera notaríamos la diferencia.

Masa comparada de las lunas jovianas: las cuatro gigantes copan todo el pastel, y harían falta 50 aumentos para que las pequeñas fueran visibles incluso en grupo.

Otra diferencia esencial es que las lunas galileanas tenían órbitas con una inclinación muy pequeña. Esto significa que todas ellas giran alrededor de Júpiter más o menos en el plano en el que gira el propio gigante; ya que hemos puesto a Calisto de ejemplo hasta ahora, sigamos con ella: la órbita de Calisto está inclinada 0,2° respecto al plano de rotación de Júpiter, es decir, prácticamente sobre él. Esto es algo que sucede muy comúnmente con los satélites formados más o menos a la vez que un planeta, ya que son pedazos que salen despedidos por la propia rotación del planeta en formación y terminan girando a su alrededor en el mismo plano, más o menos, que el de la propia rotación del planeta. Es lo mismo que sucede con los planetas del Sistema Solar y el Sol: casi todos giran alrededor del Astro Rey más o menos en su propio plano de rotación como estrella.

Pero, ¡ay! eso no sucede con las lunas exteriores, que tienen inclinaciones casi arbitrarias. Las dos que hemos conocido hasta ahora, aunque sea sólo por nombre, lo ponen de manifiesto: la órbita de Himalia tiene una inclinación de unos 30° respecto al ecuador joviano, que ya está bien… ¡pero es que la de Temisto tiene una inclinación de 47°! Exagerando un poco, es como si las lunas galileanas, lunas “legítimas”, orbitasen Júpiter ordenadas, cerca del plano ecuatorial, como Dios manda, mientras que esta “nube de moscas” (no la he llamado así por cualquier cosa) lo hace sin orden ni concierto ni relación alguna con la propia rotación del planeta.

Esto nos hace pensar que las lunas exteriores no son otra cosa que asteroides que pasaron demasiado cerca del planeta y fueron atrapados por su intenso campo gravitatorio, incluso a esta distancia. Desde luego, muchos son capturados muy ligeramente y sólo modifican su órbita un poco y siguen su camino por el Sistema Solar, vagando sin destino, y otros tienen trayectorias y velocidades que los llevan a terminar estrellándose contra el monstruo, pero estas lunas exteriores están en un punto medio en el que, al menos durante un tiempo, logran orbitar alrededor de Júpiter sin perderse en el espacio ni caer hacia él. Desde luego, como hemos visto otras veces en esta serie, cualquier perturbación puede desencadenar grandes cambios, y estamos seguros de que los miembros que constituyen estas lunas exteriores como grupo no son los mismos que hace cierto tiempo, ni serán los mismos más adelante, ya que alguna acabará estrellándose o perdiéndose, y otras nuevas llegarán: se trata de un equilibrio precario.

Es más: algunos de estos asteroides atrapados ya se han pegado alguna castaña. Cuando se observan estas lunas exteriores, a pesar de lo caótico y arbitrario de sus características orbitales, se ven patrones comunes de comportamiento: si recuerdas los artículos sobre el Cinturón de Asteroides, algo parecido sucedía allí. Esto significa que es posible dividir las lunas exteriores en familias que hacen órbitas muy similares, y que nos hacen pensar que, lo mismo que algunas de ellas siguen siendo asteroides atrapados, otras ni siquiera son eso, sino que son fragmentos de asteroides que han colisionado ya con algún otro objeto y que ahora siguen su camino más o menos juntos como los perdigones de una escopeta.

En la siguiente imagen puedes ver las diferentes familias y lunas solitarias. El eje horizontal representa distancias: cuanto más a la derecha, más lejos de Júpiter. Cada luna ha sido situada en su distancia media al planeta, y el segmento amarillo da una idea de cuánto varía la distancia a Júpiter a lo largo de una órbita (un segmento corto indica poca variación y uno largo una órbita muy elíptica). La vertical representa inclinaciones: muy cerca del eje indica una inclinación pequeña respecto a la eclíptica, y cuanto más arriba o abajo respecto a ella, más inclinación respecto a la eclíptica. Simplemente mirando la imagen ya puedes ver cómo muchas de estas “moscas” revolotean agrupadas alrededor del planeta:

Familias de satélites exteriores de Júpiter (Eurocommuter/Creative Commons Attribution-Sharealike License).

Recorramos, pues, este diagrama de izquierda a derecha, desde la luna exterior más cercana hacia fuera. Como ves, hay lunas representadas por encima del eje horizontal y otras por debajo; ésta es la primera distinción entre todos estos minisatélites, más amplia incluso que las familias: algunas de ellas orbitan Júpiter girando en el mismo sentido que el planeta rota sobre sí mismo, y otras lo hacen justo al contrario que el giro del planeta. En el diagrama se representa el primer grupo de satélites –los que giran como Júpiter– por encima del eje horizontal, y el segundo grupo –los que giran al revés– por debajo. Puedes observar que los grupos más cercanos a Júpiter lo hacen en el sentido de rotación del planeta y los más alejados al revés. Cualquier satélite –no sólo en Júpiter– que orbita en el mismo sentido de giro que su planeta se denomina progrado, y cualquiera que lo hace al contrario se denomina retrógrado, de modo que empezaremos explorando los satélites progrados para luego hacerlo con los retrógrados.

Como dijimos al principio, el más cercano de todos estos pequeños cuerpos es Temisto, que es además especial porque no forma parte de ninguna familia, lo que significa que probablemente no se ha pegado ningun porrazo, de modo que todavía está entero. Esta luna fue descubierta en 1975 y denominada, según la nomenclatura estándar, S/1975 J 1. Se descubren tantos pequeños cuerpos cada año que muchos no tienen “nombre propio”, de modo que la S significa que es un satélite, 1975 el año en el que fue descubierto, J indica que es un satélite de Júpiter y el 1 significa que fue el primero descubierto ese año. Sin embargo, luego se le perdió la pista y nadie fue capaz de encontrarlo de nuevo durante varios lustros.

En el año 2000, sin embargo, se descubrió un nuevo satélite de Júpiter, que recibió el romántico nombre de S 2000/J 1. El caso es que, cuando los astrónomos lo observaron durante un tiempo para determinar su órbita, se dieron cuenta de que era la misma que la del perdido S/1975 J 1, es decir, se trataba del mismo satélite redescubierto. De modo que recuperamos un satélite perdido y, en un par de años, incluso le dimos su propio nombre: Temisto, por una de las nereidas –amante de Zeus, claro, como casi cualquier fémina que se le pusiera por delante–. A pesar de que sea un nombre propio, sigue teniendo significado “sistemático”: las lunas exteriores de Júpiter suelen terminar en “-o” cuando tienen una gran inclinación, en “-a” si no es así y son progradas y en “-e” si son retrógradas. De modo que la “-o” de Temisto indica que, como vimos antes, su órbita está muy inclinada, algo que puedes ver en el diagrama de arriba (Temisto está muy arriba, casi tanto como Carpo).

Visión artística de Temisto (Damien Perrotin/Creative Commons Atrribution Sharealike 3.0 License).

Se trata de una luna muy pequeña y de forma irregular: tiene unos 8 km de largo y una masa minúscula de unos setecientos billones de kilos. Aunque no tenemos imágenes decentes de ella, estimamos por la cantidad de luz que refleja que es muy oscura, con un albedo de 0,04. En resumen, que tiene toda la pinta de ser un asteroide capturado por la gravedad joviana y condenado a realizar órbitas muy inclinadas de unos 130 días terrestres de duración alrededor del gigante… y la pobre ni siquiera tiene una familia de otros objetos para acompañarla en su revoloteo.

Tras Temisto viene, ahora sí, una familia de lunas cuyas órbitas tienen distancias medias de entre 11 y 12 millones de kilómetros, es decir, bastante más alejadas de Júpiter que la solitaria Temisto. Se trata del grupo de Himalia, compuesto por cuatro lunas: Leda, Himalia, Lisitea y Elara. Todas ellas tienen inclinaciones muy parecidas, de 26-28°, y excentricidades de entre 0,11 y 0,25. Todas ellas tienen una superficie razonablemente similar, y muy parecida a la de los asteroides carbonáceos del Cinturón de Asteroides. Por lo tanto, tiene toda la pinta que este grupo fue originalmente un asteroide que llegó hasta aquí desde el Cinturón y fue atrapado por la gravedad joviana para luego romperse en pedazos contra algo.

Ese “algo” fue tal vez una de las lunas retrógradas; como puedes imaginar, tener una nube de lunas girando caóticamente alrededor del planeta de modo que unas lo hacen en un sentido y otras en el contrario es una invitación a los choques. El sistema es tan caótico que nos es difícil predecir con exactitud lo que va a suceder en un futuro más o menos lejano, pero nuestros modelos sugieren una alta probabilidad de impactos entre algunas lunas de esta familia con varios de los satélites retrógrados. Por lo tanto, parece factible que esto mismo haya sucedido en el pasado y que, originalmente, esta familia era un solo objeto mayor.

Si es así, tiene que haber sido bastante más grande que las demás lunas exteriores, ya que el satélite que da nombre al grupo, Himalia, es muy grande –para ser una “mosca”, se entiende–. Se trata de Himalia, que tiene nada más y nada menos que 170 kilómetros de lado a lado. Es tan grande que fue descubierta en 1904, aunque por un tiempo se la llamó simplemente Júpiter VI, y luego recibió el nombre de Hestia durante un par de décadas hasta recibir el nombre actual –de una ninfa, sí, sí, amante de Zeus– en 1975. Es la luna no galileana más grande de todas, aunque la diferencia es abismal, claro: tiene tan sólo unos 5·1018 kg, un 5% de la masa de Europa, aunque es miles de veces mayor que Temisto, claro.

Himalia, vista por la Cassini-Huygens en 2000 (NASA).

Dado que Himalia orbita alrededor de Júpiter bastante más lejos que Temisto, unos 11,5 millones de kilómetros, también tarda más tiempo en completar una órbita alrededor del planeta: unos 251 días terrestres. Al igual que Temisto y también que el resto de la familia que lleva su nombre, Himalia es muy oscura y tiene características muy similares a los asteroides carbonáceos, con lo que probablemente sea el fragmento más grande que ha quedado después de la captura de uno de ellos por Júpiter y el subsiguiente impacto (o impactos). Esta roca espacial da una vuelta sobre sí misma cada 7,8 horas, y la aceleración de la gravedad sobre su superficie es, naturalmente, minúscula: unas 0,006 veces la gravedad terrestre. Una mera velocidad de 100 m/s permite escapar de su tirón gravitatorio.¡Y recuerda que estamos hablando del “gigante” entre estas lunas exteriores!

Desgraciadamente, no sabemos mucho más de esta luna, ya que lo más cerca que hemos estado ha sido a unos 4,4 millones de kilómetros de ella, cuando la sonda Cassini pasó por el sistema joviano de camino a Saturno. La mejor foto que tenemos la puedes ver a más arriba y fue tomada precisamente por la Cassini… en fin, menos da una piedra.

Las otras tres hermanas de Himalia en esta familia, Elara, Lisitea y Leda, son bastante más pequeñas. Elara tiene unos 86 km de diámetro medio, Lisitea 36 km y Leda 20 km. Elara fue descubierta un año después de Himalia, en 1905, mientras que Lisitea lo fue en 1938 y Leda en 1974. Si de Himalia no tenemos buenas imágenes, puedes suponer de lo que disponemos de los tres miembros menores de la familia, las esquirlas del asteroide original del que Himalia es el resto principal.

Aunque originalmente formasen parte de un mismo cuerpo, dado que el tiempo que se tarda en dar una vuelta en una órbita depende de la distancia al cuerpo alrededor del cual se orbita –en este caso, Júpiter–, la pequeña separación inicial entre ellas ha hecho que ahora no viajen juntas aunque sus órbitas tengan trayectorias bastante parecidas, ya que las que quedaron un poquito más cerca de Júpiter se mueven un poquito más deprisa y tardan un poco menos en dar una vuelta, mientras que las que fueron despedidas un poco más lejos hacen lo contrario. Como consecuencia, Leda tarda sólo 241 días en completar una vuelta, Himalia 251, Lisitea 259 y Leda 260 días. Eso sí, recorren todas la misma región del espacio, como puede verse en el diagrama de las familias.

Más allá del grupo de Himalia, orbitando sola a unos 17 millones de kilómetros de distancia de Júpiter, se encuentra Carpo, la última luna prograda de Júpiter según nos alejamos del gigante. Como vimos antes, la terminación del nombre indica que se trata de un satélite con una órbita muy inclinada –puedes verlo en el diagrama de las familias de arriba–, nada menos que 56° respecto a la eclíptica. Carpo es casi una mota de polvo, astronómicamente hablando: tiene tan sólo unos 3 km de lado a lado, y ni siquiera estamos seguros del dato por lo difícil de ver que es. Fue descubierta, como un montón de estas lunas menores que veremos luego, por un equipo de la Universidad de Hawaii en 2003, y su nombre original fue S/2003 J 20. ¡Sí, sí, 20! Eso te da una idea del auténtico boom de lunas jovianas descubiertas en 2003, casi todas por el mismo observatorio.

Posteriormente, la pobre S/2003 J 20 obtuvo un nombre propio, el de Carpo –una de las Horas e hija de Zeus–. Carpo tarda más de un año terrestre en completar una órbita alrededor de su padre: 458 días. Se trata, como Temisto, de una luna solitaria sin familia que comparta su órbita, y es un satélite de extremos: el progrado más lejano a Júpiter y el satélite más inclinado del sistema joviano. Pero, aparte de eso… pues sí, una simple roca espacial, y pequeña incluso para eso.

Tras las lunas progradas –Temisto, las de Himalia y Carpo– se encuentran lunas aún más lejanas, las retrógradas. No sé por qué razón existe esta tendencia, pero sospecho que puede tener que ver con la probabilidad de impactos. Si alguien tiene más información sobre este asunto, que lo diga en comentarios y actualizo el artículo.

La luna retrógrada más cercana a Júpiter es una solitaria sin nombre propio, S/2003 J 12, de la que no voy a decir más que tiene un tercio del tamaño de Carpo. Tras ella existen tres familias de lunas retrógradas, todas ellas con nombres acabados en -e, por supuesto, debido precisamente a su sentido de giro.

El grupo de Ananké está formado por algo más de una docena de lunas –aunque el número varía todo el tiempo– que orbitan Júpiter a distancias de entre 19 y 23 millones de kilómetros. Todas ellas tienen inclinaciones similares, de unos 25-35°, y casi todas tienen un color grisáceo muy parecido, con lo que –como en todas las otras familias– pensamos que provienen de un asteroide capturado y luego roto por un impacto.

La mayor luna del grupo, y la que le da nombre, es Ananké, así nombrada por una amante de Zeus, para variar; entre 1955 y 1975 recibió el nombre de Adrastea, que ahora tiene una de las lunas interiores que ya vimos… cómo lian las cosas los astrónomos a veces, la verdad. El caso es que fue descubierta en 1951 y tiene un diámetro medio de unos 28 km, es decir, es muy pequeña. Tarda unos 610 días en dar una vuelta al monstruo, como casi todas sus hermanas, claro.

El resto de la familia son progresivamente más pequeñas: Praxídice tiene unos 7 km de diámetro, Yocasta de 5 km, Harpálice, Hermipé, Heliké y Tione de 4 km… y la cosa sigue, pero tampoco tiene sentido dar una lista que cambia todo el tiempo y contiene objetos minúsculos y casi idénticos. Prácticamente todas han sido descubiertas este siglo, claro, sobre todo las más pequeñas, y seguro que seguimos descubriendo más.

El grupo de Carmé ya orbita alrededor de Júpiter a unos 23-24 millones de kilómetros de distancia. No sé si te haces una idea de la brutalidad de esa cifra para un satélite: el radio orbital medio de la Tierra alrededor del Sol es de 150 millones de kilómetros, que es mayor, pero no estamos hablando de una distancia despreciable respecto a la nuestra, como sucede por ejemplo con la órbita de nuestra propia Luna. Cuando decíamos, al empezar a explorar Júpiter, que se trata casi de un sistema estelar propio, no estábamos exagerando demasiado.

Toda la familia de Carmé tiene características similares además de su radio orbital medio, claro (si no lo has hecho aún, echa un ojo al diagrama de familias, que repito aquí abajo para que no tengas que volver a subir y bajar):

Familias de satélites exteriores de Júpiter (Eurocommuter/Creative Commons Attribution-Sharealike License).

Todas ellas tienen inclinaciones orbitales de unos 15° –en el diagrama aparecen como 165° por el carácter retrógrado, pero significa lo mismo–, es decir, no demasiado inclinadas. La excentricidad de sus órbitas es de 0,23-0,27, con lo que se trata de órbitas muy alargadas, y todas tardan alrededor de dos años terrestres en dar una vuelta al planeta. No es difícil llegar a la conclusión de que se trata de fragmentos de un mismo objeto: sus órbitas están todas en una franja de unos 700 000 km y sus inclinaciones se diferencian en menos de un grado, y además tienen todas casi la misma coloración superficial de un tono rojizo muy parecido a una familia vieja conocida nuestra, las Hildas del Cinturón de Asteroides. Sospechamos que se trata precisamente de un asteroide de esa familia, o tal vez de un Troyano (ya llegaremos a ellos tras abandonar Júpiter), que fue capturado y ¡sí, lo adivinaste! impactó contra algo más y se rompió en pedazos.

Mejor dicho que romperse en pedazos sería “saltaron esquirlas”, porque los trozos no son iguales ni mucho menos. La luna que da nombre al grupo, Carmé, contiene el 99% de la masa de toda la familia. Se trata de una roca de unos 45 km de lado a lado, que fue descubierta en 1938 –aunque el nombre de Carmé es de 1975, ya que antes recibió otros–. Las otras lunas de la familia son alrededor de una docena, muy pequeñas, y no todas tienen nombre propio. Ni siquiera voy a darte una lista, porque no tiene demasiado sentido — son meras limaduras de Carmé, que ya es pequeña.

Finalmente nos encontramos, también a 23-24 millones de kilómetros de Júpiter, al último grupo de lunas retrógradas, el grupo de Pasífae. Aquí voy a darte una sorpresa morrocotuda: no todo el mundo está de acuerdo en que el origen de este grupo sea un asteroide capturado y luego roto por un impacto. Sí, sí, tómate unos minutos para recuperarte del susto y luego sigues.

La razón de este escándalo es simplemente el hecho de que las lunas que componen esta familia tienen inclinaciones un poquito más variadas que otros, y además el color de algunos satélites no coincide con el de otros. Eso sí, tampoco tiremos las campanas al vuelo: muchos astrónomos sí piensan que se trata del mismo origen que las demás familias, pero que se ha colado, por casualidad, algún “polizón” dentro del grupo que parece no encajar con el resto.

La luna principal es la que da nombre al grupo, Pasífae. Aquí tengo que darte otra noticia que puede herir tu sensibilidad: el nombre de la luna no tiene nada que ver con Zeus. Se trata de Pasífae, esposa del Rey Minos y madre del Minotauro. Como luna exterior es bastante grande: entre 40 y 60 kilómetros de extremo a extremo –como puedes ver, no tenemos datos muy precisos– y una masa de unos 3·1017 kg. Fue descubierta en 1908, mucho antes que otros miembros menores de la familia y, como otras lunas exteriores, no recibió su nombre actual hasta 1975.

La siguiente luna en tamaño, Sinope, es el posible “polizón” del grupo. Si no tenemos en cuenta a Sinope, Pasífae contiene el 99% de la masa de la familia, y todas las lunas comparten inclinaciones orbitales y colores grisáceos muy parecidos. Sin embargo, Sinope tiene un color rojizo diferente de las demás, y su inclinación respecto a la eclíptica es bastante menor que el resto del grupo: si te fijas en el diagrama de las familias, verás lo lejos que están Pasífae y Sinope en cuanto a la inclinación. Por lo tanto, aunque la listo junto con la familia de Pasífae, es posible que no tenga nada que ver con ellas y todo sea fruto de la casualidad. Sinope fue descubierta en 1914, es decir, relativamente pronto, ya que es razonablemente grande — unos 38 km de diámetro medio.

Las demás lunas del grupo, como he dicho antes, son casi despreciables frente a Pasífae: Calírroe, Megaclite, Autónoe, Eurídome… todas tienen diámetros de menos de 10 km y masas muy pequeñas comparadas con la de su hermana mayor. Algunas de ellas, como Calírroe y Megaclite, comparten color con Sinope, de modo que también son sospechosas de haberse “acoplado” a la familia tras su formación y no provenir del mismo asteroide original.

Finalmente, aunque no tenga absolutamente nada especial salvo este hecho, no puedo dejar de mencionar al satélite de Júpiter más alejado que conocemos –salvo que se haya descubierto otro ya, claro–: S/2003 J 2, qué bello nombre. Es una luna minúscula de unos 2 km de diámetro que orbita el gigante a una distancia de unos 30 millones de kilómetros, un 20% de la distancia media Tierra-Sol. S/2003 J 2 tarda 981 días terrestres en completar su viaje alrededor del Leviatán, lo que significa que desde que lo descubrimos tan sólo ha dado unas tres vueltas alrededor del planeta.

Menciono a este solitario y minúsculo satélite para tratar de hacer evidente lo tremendo del pozo gravitatorio joviano: este gigante es capaz de mantener lunas orbitando a su alrededor a un 20% de la distancia Tierra-Sol, y nuestros cálculos indican que es capaz de llegar incluso más lejos; si en veinte años no hemos desbancado a S/2003 J 2 de su puesto como luna más lejana, me como el sombrero.

Respecto a las posibilidades de colonización o establecimiento de bases permanentes en estas lunas: la verdad es que no tiene mucho sentido. Un poco más profundamente en el pozo gravitatorio de Júpiter tenemos lugares más adecuados, como algunas de las lunas galileanas, y no hay aquí nada especial –al menos, que sepamos– que haga merecer la pena el tener una base aquí, aparte del hecho de que estar más lejos de Júpiter significa una mayor facilidad para escapar de este lugar.

Sin embargo, si nuestra prioridad es establecer bases “de paso” sobre objetos pequeños a esta distancia del Sol, tenemos una opción mucho más adecuada que las lunas exteriores: los asteroides troyanos, de los que hablaremos en el siguiente artículo, se encuentran sobre la propia órbita de Júpiter pero suficientemente alejados como para que sea más barato, energéticamente hablando, pararse allí. No, las lunas exteriores seguramente no son uno de nuestros destinos más prioritarios.

Como ha habido muchos nombres en este artículo –no todos ellos importantes–, recuerda las lunas exteriores más importantes: Temisto, la más interna, Himaliay su grupo, Carpo, la prograda más externa, y luego las retrógradas: Ananké y su grupo, Carmé y el suyo, y Pasífae y el suyo.

Con este artículo abandonamos, ahora sí, el sistema joviano, pero no la influencia de Júpiter: en la próxima entrada exploraremos los asteroides troyanos de Júpiter, cuyo comportamiento al orbitar el Sol sigue estando determinado, en gran medida, por la presencia imposible de ignorar del Padre Zeus. Hasta entonces.