12.2: As luas galeanas de Júpiter

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva as principais características que podemos observar sobre Callisto e o que podemos deduzir delas
• Explique as evidências da atividade tectônica e vulcânica em Ganímedes
• Explique o que pode ser responsável pelas características incomuns na superfície gelada de Europa
• Descreva a principal característica distintiva de Io
• Explique como as forças de maré geram a atividade geológica que vemos em Europa e Io

De 1996 a 1999, a espaçonave Galileo percorreu o sistema joviano em uma trajetória complexa, mas cuidadosamente planejada, que proporcionou repetidos encontros próximos com as grandes luas galileanas. (A partir de 2004, recebemos uma abundância ainda maior de informações sobre Titã, obtidas da espaçonave Cassini e de sua sonda Huygens, que pousou em sua superfície. Incluímos Titã, a única grande lua de Saturno, aqui para comparação.) A tabela\(\PageIndex{1}\) resume alguns fatos básicos sobre essas grandes luas (mais nossa própria lua para comparação).

Tabela\(\PageIndex{1}\): As maiores luas

Nome	Diâmetro (km)	Massa (Lua da Terra = 1)	Densidade (g/cm ^3)	Refletividade (%)
Lua	3476	1,0	3.3	12
Calisto	4820	1,5	1.8	20
Ganimedes	5270	2.0	1.9	40
Europa	3130	0.7	3.0	70
Io	3640	1.2	3.5	60
Titã	5150	1.9	1.9	20

Callisto: um mundo antigo e primitivo

Começamos nossa discussão sobre as luas galileanas com a mais externa, Callisto, não porque seja notável, mas porque não é. Isso o torna um objeto conveniente com o qual outros mundos mais ativos podem ser comparados. Sua distância de Júpiter é de cerca de 2 milhões de quilômetros e orbita o planeta em 17 dias. Como nossa própria lua, Callisto gira no mesmo período em que gira, então sempre mantém a mesma face em direção a Júpiter. O dia de Callisto, portanto, é igual ao seu mês: 17 dias. Sua temperatura superficial ao meio-dia é de apenas 130 K (cerca de 140° C abaixo de zero), de modo que o gelo de água é estável (nunca evapora) em sua superfície durante todo o ano.

Callisto tem um diâmetro de 4820 quilômetros, quase o mesmo do planeta Mercúrio (Figura\(\PageIndex{1}\)). No entanto, sua massa é apenas um terço da massa, o que significa que sua densidade (a massa dividida pelo volume) também deve ser apenas um terço. Isso nos diz que Callisto tem muito menos materiais rochosos e metálicos encontrados nos planetas internos e, em vez disso, deve ser um corpo gelado em grande parte de seu interior. Callisto pode nos mostrar como a geologia de um objeto gelado se compara à geologia feita principalmente de rocha.

Ao contrário dos mundos que estudamos até agora, Callisto não se diferenciou totalmente (separado em camadas de materiais de diferentes densidades). Podemos dizer que ele carece de um núcleo denso pelos detalhes de sua atração gravitacional na espaçonave Galileo. Isso surpreendeu os cientistas, que esperavam que todas as grandes luas geladas fossem diferenciadas. Deveria ser mais fácil para um corpo gelado se diferenciar do que para um corpo rochoso, porque a temperatura de fusão do gelo é muito baixa. Apenas um pouco de aquecimento amolecerá o gelo e iniciará o processo, permitindo que a rocha e o metal afundem no centro enquanto o gelo lamacento flutua até a superfície. No entanto, Callisto parece ter congelado antes que o processo de diferenciação fosse concluído.

A superfície de Callisto é coberta por crateras de impacto, como as terras altas lunares. A sobrevivência dessas crateras nos diz que um objeto gelado pode reter crateras de impacto em sua superfície. Callisto é único entre os objetos do sistema solar do tamanho de um planeta na aparente ausência de forças internas para impulsionar a mudança geológica. Você pode dizer que essa lua nasceu morta e permaneceu geologicamente morta por mais de 4 bilhões de anos (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\): Callisto. (a) A grande lua mais externa de Júpiter mostra uma superfície com muitas crateras. Os astrônomos acreditam que as áreas claras são principalmente gelo, enquanto as áreas mais escuras são materiais mais erodidos e pobres em gelo. (b) Essas imagens de alta resolução, tiradas pela espaçonave Galileo da NASA em maio de 2001, mostram as torres geladas (no topo) na superfície de Callisto, com poeira mais escura que deslizou para baixo à medida que o gelo erode, acumulando-se nas áreas baixas. As torres têm cerca de 80 a 100 metros de altura. À medida que a superfície se erode ainda mais, os pináculos gelados eventualmente desaparecem, deixando as crateras de impacto expostas, conforme mostrado na imagem inferior.

Ao pensar no gelo tão distante do Sol, devemos tomar cuidado para não julgar seu comportamento a partir do gelo muito mais quente que conhecemos e amamos na Terra. Nas temperaturas do sistema solar externo, o gelo na superfície é quase tão duro quanto a rocha e se comporta de forma semelhante. O gelo em Callisto não se deforma nem flui como o gelo nas geleiras da Terra.

Ganimedes, a maior lua

Ganimedes, a maior lua do sistema solar, também mostra uma grande quantidade de crateras (Figura\(\PageIndex{2}\)). Lembre-se de Other Worlds: An Introduction to the Solar System) que podemos usar a contagem de crateras em mundos sólidos para estimar a idade da superfície. Quanto mais crateras, mais tempo a superfície foi exposta a agressões do espaço e, portanto, mais antiga deve ser. Cerca de um quarto da superfície de Ganimedes parece ser tão antiga e cheia de crateras quanto a de Callisto; o resto se formou mais recentemente, como podemos ver pela cobertura esparsa das crateras de impacto, bem como pelo frescor relativo dessas crateras. Se julgarmos pela contagem de crateras, esse terreno mais fresco em Ganímedes é um pouco mais jovem do que a maria lunar ou as planícies vulcânicas marcianas, talvez de 2 a 3 bilhões de anos.

As diferenças entre Ganimedes e Callisto são mais do que superficiais. Ganimedes é um mundo diferenciado, como os planetas terrestres. Medições de seu campo gravitacional nos dizem que a rocha afundou para formar um núcleo do tamanho de nossa Lua, com um manto e uma crosta de gelo “flutuando” acima dela. Além disso, a espaçonave Galileo descobriu que Ganimedes tem um campo magnético, a assinatura segura de um interior parcialmente derretido. É muito provável que haja água líquida presa no interior. Assim, Ganimedes não é um mundo morto, mas sim um local de atividade geológica intermitente alimentado por uma fonte interna de calor. Algumas características da superfície podem ser tão jovens quanto a superfície de Vênus (algumas centenas de milhões de anos).

O terreno mais jovem foi formado por forças tectônicas e vulcânicas (Figura\(\PageIndex{2}\)). Em alguns lugares, a crosta aparentemente rachou, inundando muitas das crateras com água do interior. Extensas cadeias de montanhas foram formadas a partir da compressão da crosta, formando longos cumes com vales paralelos espaçados a alguns quilômetros de distância. Em algumas áreas, crateras de impacto mais antigas foram divididas e separadas. Há até indícios de movimentos crustais em grande escala que são semelhantes às placas tectônicas da Terra.

Figura\(\PageIndex{2}\): Ganimedes. (a) Essa visão global de Ganimedes, a maior lua do sistema solar, foi obtida pela Voyager 2. As cores são aprimoradas para facilitar a identificação das diferenças. Os lugares mais escuros são regiões mais antigas e com mais crateras; as áreas mais claras são mais jovens (o inverso da nossa Lua). Os pontos mais brilhantes são locais de impactos geologicamente recentes. (b) Este close-up de Nicholson Regio em Ganimedes mostra uma antiga cratera de impacto (no lado inferior esquerdo) que foi dividida e separada por forças tectônicas. Contra o terreno escuro de Ganimedes, uma linha de sulcos e cordilheiras parece cortar a cratera, deformando sua forma circular.

Por que Ganimedes é tão diferente de Callisto? Possivelmente, a pequena diferença de tamanho e aquecimento interno entre os dois levou a essa divergência em sua evolução. Mas é mais provável que a gravidade de Júpiter seja a responsável pela contínua atividade geológica de Ganimedes. Ganimedes está próximo o suficiente de Júpiter para que as forças de maré do planeta gigante possam ter aquecido episódicamente seu interior e desencadeado grandes convulsões em sua crosta.

Uma força de maré resulta da força gravitacional desigual nos dois lados de um corpo. Em um tipo complexo de dança moderna, as grandes luas de Júpiter estão presas nas diferentes faixas gravitacionais do planeta gigante e umas das outras. Isso leva à flexão ou amassamento gravitacional em seus centros, o que pode aquecê-los - um efeito chamado aquecimento das marés. (Uma explicação mais completa é dada na seção sobre Io.) Veremos, à medida que avançamos para Europa e Io, que o papel das marés jovianas se torna mais importante para as luas próximas ao planeta.

Europa, uma lua com um oceano

Europa e Io, as duas luas internas da Galileia, não são mundos gelados como a maioria das luas dos planetas externos. Com densidades e tamanhos semelhantes aos da nossa Lua, eles parecem ser objetos predominantemente rochosos. Como eles não conseguiram adquirir a maior parte do gelo que deve ter sido abundante no sistema solar externo no momento de sua formação?

A causa mais provável é o próprio Júpiter, que estava quente o suficiente para irradiar uma grande quantidade de energia infravermelha durante os primeiros milhões de anos após sua formação. Essa radiação infravermelha teria aquecido o disco de material próximo ao planeta que acabaria por se fundir nas luas mais próximas. Assim, qualquer gelo próximo a Júpiter foi vaporizado, deixando Europa e Io com composições semelhantes às dos planetas do sistema solar interno.

Apesar de sua composição principalmente rochosa, Europa tem uma superfície coberta de gelo, como os astrônomos sabem há muito tempo ao examinar espectros de luz solar refletidos nela. Nisso, ele se assemelha à Terra, que tem uma camada de água em sua superfície, mas no caso de Europa a água é coberta por uma espessa crosta de gelo. Há muito poucas crateras de impacto nesse gelo, indicando que a superfície de Europa está em um estado contínuo de autorrenovação geológica. A julgar pela contagem de crateras, a superfície não deve ter mais do que alguns milhões de anos, e talvez substancialmente menor. Em termos de sua capacidade de apagar crateras de impacto, Europa é mais geologicamente ativa do que a Terra.

Quando olhamos fotos de Europa em close-up, vemos uma superfície estranha e complicada (Figura\(\PageIndex{3}\)). Na maioria das vezes, a crosta gelada é extremamente lisa, mas é entrecruzada por rachaduras e cordilheiras baixas que geralmente se estendem por milhares de quilômetros. Algumas dessas longas linhas são simples, mas a maioria é dupla ou múltipla, parecendo um pouco com os restos de um colossal sistema de rodovias.

Figura\(\PageIndex{3}\): Evidência de um oceano na Europa. (a) Um close-up de uma área chamada Conamara Chaos é mostrado aqui com cores aprimoradas. Essa visão tem 70 quilômetros de largura em sua longa dimensão. Parece que Conamara é uma região onde a crosta gelada de Europa é (ou recentemente era) relativamente fina e há acesso mais fácil ao possível oceano líquido ou lamacento abaixo. Não ancorados na crosta sólida por baixo, muitos dos blocos de gelo aqui parecem ter deslizado ou girado de suas posições originais. Na verdade, as formações vistas aqui são semelhantes às vistas de gelo marinho flutuante e icebergs no Oceano Ártico da Terra. (b) Nessa visão de alta resolução, o gelo está enrugado e cruzado por longos cumes. Onde essas cordilheiras se cruzam, podemos ver quais são mais velhas e quais mais novas; as mais novas cruzam as mais velhas. Embora superficialmente esse sistema de cordilheiras se assemelhe a um sistema gigante de rodovias na Europa, os cumes são muito mais largos do que nossas rodovias e são o resultado natural da flexão da lua.

É muito difícil fazer linhas retas em uma superfície planetária. Ao discutir Marte, explicamos que quando Percival Lowell viu o que lhe parecia ser linhas retas (os chamados “canais” marcianos), ele as atribuiu aos esforços de engenharia de seres inteligentes. Agora sabemos que as linhas em Marte eram ilusões de ótica, mas as linhas na Europa são reais. Essas longas rachaduras podem se formar na crosta gelada se ela estiver flutuando sem muito atrito em um oceano de água líquida (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura\(\PageIndex{4}\): Imagem Galileo de altíssima resolução de One Young Double Ridge na Europa. A área nesta foto tem apenas 15 quilômetros de diâmetro. Parece ter se formado quando material gelado viscoso foi forçado a subir por uma fenda longa e reta na crosta. Observe como a crista jovem que vai do canto superior esquerdo para o canto inferior direito fica em cima das feições mais antigas, que estão em cima das ainda mais antigas.

As imagens aproximadas do Galileo parecem confirmar a existência de um oceano global. Em muitos lugares, a superfície de Europa parece exatamente como seria de esperar de uma espessa camada de gelo que foi quebrada em icebergs e blocos de gelo gigantes e depois congelada no local. Quando o gelo se rompe, a água ou a lama de baixo podem penetrar pelas rachaduras e formar as cristas e as características de várias linhas que observamos. Muitos episódios de quebra, mudança, rotação e recongelamento do gelo são necessários para explicar a complexidade que vemos. A espessura da crosta gelada pode variar de um quilômetro ou mais até 20 quilômetros. Uma confirmação adicional de que existe um oceano líquido abaixo do gelo vem de medições do pequeno campo magnético induzido pelas interações de Europa com a magnetosfera de Júpiter. A “assinatura magnética” de Europa é a de um oceano de água líquida, não de gelo ou rocha.

Se Europa realmente tem um grande oceano de água líquida sob seu gelo, então pode ser o único lugar no sistema solar, além da Terra, com quantidades realmente grandes de água líquida.1 Para permanecer líquido, esse oceano deve ser aquecido pelo calor que escapa do interior da Europa. Fontes quentes (ou pelo menos quentes) podem estar ativas lá, análogas às que descobrimos nos oceanos profundos da Terra. O calor interno necessário é gerado pelo aquecimento das marés (veja a discussão mais adiante neste capítulo).

Um curta-metragem com o cientista planetário Kevin Hand explica por que Europa é tão interessante para futuras explorações. Ou ouça esta palestra mais aprofundada sobre Europa.

O que torna a ideia de um oceano com fontes termais empolgante é a descoberta nos oceanos da Terra de grandes ecossistemas agrupados em torno de fontes termais oceânicas profundas. Essa vida deriva toda a sua energia da água carregada de minerais e prospera independentemente da luz solar que brilha na superfície da Terra. É possível que ecossistemas similares possam existir hoje sob o gelo da Europa?

Muitos cientistas agora pensam que Europa é o lugar mais provável além da Terra para encontrar vida no sistema solar. Em resposta, a NASA está projetando uma missão Europa para caracterizar seu oceano líquido e sua crosta de gelo e identificar locais onde o material de dentro subiu à superfície. Esse material interno pode revelar evidências diretas da vida microbiana. Ao planejar uma missão futura, pode ser possível incluir também uma pequena embarcação de aterrissagem.

lo, uma lua vulcânica

Io, a mais interna das luas galileanas de Júpiter, é, em muitos aspectos, uma gêmea próxima de nossa Lua, com quase o mesmo tamanho e densidade. Portanto, podemos esperar que tenha passado por uma história semelhante. Sua aparência, fotografada do espaço, nos conta outra história, no entanto (Figura\(\PageIndex{5}\)). Em vez de ser um mundo com crateras mortas, Io acaba tendo o nível mais alto de vulcanismo do sistema solar, excedendo em muito o da Terra.

Figura\(\PageIndex{5}\): Dois lados de Io. Esta imagem composta mostra os dois lados da lua vulcanicamente ativa Io. Os depósitos de laranja são neve de enxofre; o branco é dióxido de enxofre. (Carl Sagan disse uma vez que Io parece que precisa desesperadamente de uma dose de penicilina.)

O vulcanismo ativo de Io foi descoberto pela espaçonave Voyager. Oito vulcões foram vistos em erupção quando a Voyager 1 passou em março de 1979, e seis deles ainda estavam ativos quatro meses depois, quando a Voyager 2 passou. Com os instrumentos aprimorados transportados pela espaçonave Galileo, mais de 50 erupções foram encontradas somente em 1997. Muitas das erupções produzem plumas graciosas que se estendem por centenas de quilômetros até o espaço (Figura\(\PageIndex{6}\)).

Figura\(\PageIndex{6}\): Erupções vulcânicas em Io. Esta imagem composta da espaçonave Galileo da NASA mostra close-ups (as duas fotos inseridas) de duas erupções vulcânicas separadas na lua vulcânica de Júpiter, Io. Na imagem interna superior, você pode ver de perto uma pluma azulada subindo cerca de 140 quilômetros acima da superfície do vulcão. Na imagem interna inferior está a pluma de Prometheus, subindo a cerca de 75 quilômetros da superfície de Io. A pluma de Prometeu recebeu o nome do deus grego do fogo.

Assista a um breve filme feito com dados da Voyager e do Galileo, mostrando um Io giratório com suas características de superfície dramáticas.

Este filme de Io giratório foi criado a partir de um mosaico de Io feito a partir de dados da Voyager e do Galileo pelo USGS. Crédito: Ashley Davies.

Os dados do Galileo mostram que a maior parte do vulcanismo em Io consiste em lava de silicato quente, como os vulcões na Terra. Às vezes, a lava quente encontra depósitos congelados de enxofre e dióxido de enxofre. Quando esses depósitos de gelo são subitamente aquecidos, o resultado são grandes plumas eruptivas muito maiores do que quaisquer ejetadas de vulcões terrestres. À medida que as plumas ascendentes esfriam, o enxofre e o dióxido de enxofre se recondensam como partículas sólidas que caem de volta à superfície em “nevascas” coloridas que se estendem até mil quilômetros da abertura. Foram vistas até mesmo novas características de superfície importantes entre as órbitas do Galileo, conforme mostrado na Figura\(\PageIndex{7}\).

Figura\(\PageIndex{7}\): Mudanças vulcânicas em Io. Essas três imagens foram tiradas da mesma região de 1.700 quilômetros quadrados de Io em abril de 1997, setembro de 1997 e julho de 1999. O centro vulcânico escuro chamado Pillan Patera sofreu uma grande erupção, produzindo um depósito escuro com cerca de 400 quilômetros de diâmetro (visto como a área cinza no centro superior da imagem central). Na imagem à direita, no entanto, parte do novo depósito escuro já está sendo coberto por material avermelhado do vulcão Pelé. Além disso, um pequeno vulcão sem nome à direita de Pillan entrou em erupção desde 1997, e parte de seu depósito escuro e um anel amarelo ao redor dele são visíveis na imagem à direita (à direita da mancha cinza). A gama de cores é exagerada nessas imagens.

Quando a missão Galileo estava chegando ao fim, os controladores estavam dispostos a correr riscos ao se aproximarem de Io. Aproximar-se dessa lua é uma manobra perigosa porque os cinturões de partículas atômicas presas no ambiente magnético de Júpiter são mais intensos perto da órbita de Io. De fato, em sua primeira passagem por Io, a espaçonave absorveu radiação prejudicial além de seus níveis de projeto. Para manter o sistema funcionando, os controladores precisavam modificar ou desativar várias rotinas de software de proteção contra falhas nos computadores de bordo. Apesar dessas dificuldades, a espaçonave conseguiu quatro sobrevoos bem-sucedidos de Io, obtendo fotos e espectros da superfície com resolução sem precedentes.

Os mapas de Io revelam mais de 100 vulcões ativos recentemente. Grandes fluxos se espalham por muitas dessas aberturas, cobrindo cerca de 25% da superfície total da lua com lava ainda quente. A partir dessas medições, parece claro que as cores brilhantes da superfície que primeiro chamaram a atenção para Io são o resultado de uma fina camada de compostos de enxofre. O vulcanismo subjacente é impulsionado por erupções de silicatos derretidos, assim como na Terra (Figura\(\PageIndex{8}\)).

Figura\(\PageIndex{8}\): Fontes de lava em Io. Galileu capturou uma série de erupções ao longo da cadeia de enormes caldeiras vulcânicas (ou poços) em Io, chamadas Tvashtar Catena, nesta imagem em cores falsas combinando luz infravermelha e visível. As áreas amarelo-alaranjadas brilhantes à esquerda são lugares onde lava fresca e quente está irrompendo abaixo do solo.

Aquecimento por maré

Como Io pode permanecer vulcanicamente ativo apesar de seu tamanho pequeno? A resposta, como sugerimos anteriormente, está no efeito da gravidade, através do aquecimento das marés. Io está aproximadamente à mesma distância de Júpiter que nossa Lua está da Terra. No entanto, Júpiter é mais de 300 vezes mais massivo que a Terra, causando forças que puxam Io para uma forma alongada, com uma protuberância de vários quilômetros de altura se estendendo em direção a Júpiter.

Se Io sempre mantivesse exatamente a mesma face voltada para Júpiter, essa protuberância não geraria calor. No entanto, a órbita de Io não é exatamente circular devido às perturbações gravitacionais (rebocadores) de Europa e Ganímedes. Em sua órbita levemente excêntrica, Io gira para frente e para trás em relação a Júpiter, ao mesmo tempo que se aproxima cada vez mais do planeta a cada revolução. O calor de torção e flexão Io, assim como a flexão repetida de um cabide de arame, aquece o fio.

Depois de bilhões de anos, essa constante flexão e aquecimento afetaram Io, afastando a água, o dióxido de carbono e outros gases, de modo que agora os compostos de enxofre e enxofre são os materiais mais voláteis restantes. Seu interior está totalmente derretido e a própria crosta é constantemente reciclada pela atividade vulcânica.

Ao nos movermos para dentro em direção a Júpiter de Calisto a Io, encontramos cada vez mais evidências de atividade geológica e aquecimento interno, culminando no violento vulcanismo em Io. Três dessas superfícies são comparadas na Figura\(\PageIndex{9}\). Assim como o caráter dos planetas em nosso sistema solar depende em grande medida de sua distância do Sol (e da quantidade de calor que recebem), parece que a distância de um planeta gigante como Júpiter pode desempenhar um grande papel na composição e evolução de suas luas (pelo menos em parte devido a diferenças no aquecimento interno de cada lua pelas forças de maré implacáveis de Júpiter).

Figura\(\PageIndex{9}\): Três luas geladas. Essas imagens do Galileo comparam as superfícies de Europa, Ganimedes e Callisto na mesma resolução. Observe que o número de crateras (e, portanto, a idade da superfície que vemos) aumenta à medida que vamos de Europa a Ganimedes e Calisto. A imagem de Europa é uma daquelas em que o sistema de rachaduras e cumes se assemelha a um sistema de rodovias.

Resumo

As maiores luas de Júpiter são Ganimedes e Calisto, ambas objetos de baixa densidade que são compostos por mais da metade do gelo de água. Calisto tem uma antiga superfície com crateras, enquanto Ganimedes mostra evidências de extensa atividade tectônica e vulcânica, persistindo até talvez um bilhão de anos atrás. Io e Europa são mais densos e menores, cada um do tamanho da nossa Lua. Io é o objeto mais vulcanicamente ativo no sistema solar. Várias linhas de evidência indicam que Europa tem um oceano global de água líquida sob uma espessa crosta de gelo. Muitos cientistas acham que Europa pode oferecer o ambiente mais favorável do sistema solar para procurar vida.

Notas de pé

¹ Ganimedes e a lua de Saturno, Encélado, podem ter quantidades menores de água líquida sob suas superfícies.

Glossário

aquecimento das marés

o aquecimento do interior de um planeta ou lua por forças de maré variáveis causadas pela mudança da atração gravitacional de um planeta ou lua próximo