El sistema formado por Júpiter y sus cuatro lunas principales guarda cierto paralelismo con el sistema solar interior. Estas lunas reciben el nombre de lunas galileanas porque fueron descubiertas en 1610 por Galileo Galilei. Fueron los primeros objetos descubiertos orbitando un cuerpo diferente a la Tierra y el Sol y la primera prueba de que la Tierra no guardaba un lugar especial o privilegiado en el universo. Actualmente se conocen 84 lunas orbitando alrededor del gigante gaseoso, aunque tan solo unas pocas pertenecen al grupo original de lunas jovianas puesto que pensamos que la mayoría de satélites de Júpiter son probablemente asteroides capturados por la intensa gravedad del planeta. Aún así estos otros 80 satélites no corresponden a más de unas milésimas de porcentaje de la masa total del sistema joviano. Las similitudes de Júpiter y sus lunas con el Sol y el sistema solar interior comienzan con el propio Júpiter.
Este gigante gaseoso es el planeta más similar al Sol de todo el sistema solar. No solo por su gran tamaño y por acumular más masa que la del resto de planetas juntos, sino por su composición. La Tierra por ejemplo está compuesta por hierro, oxígeno, silicio y magnesio en un 90 %, mientras que Júpiter y el Sol están compuesto principalmente de hidrógeno y helio. Estos elementos no suponen ni un 1 % de la masa de nuestro planeta. Júpiter y los exoplanetas similares a él suelen considerarse como estrellas fallidas, objetos que por su grandísima masa no guardan apenas relación con asteroides, cometas o planetas como la Tierra pero que no acumulan suficiente masa como para que en su interior tengan lugar los procesos de fusión nuclear que hacen brillar a una estrella y la caracterizan como tal. Júpiter tiene una masa más de 300 veces la de nuestro planeta, pero si juntáramos 80 veces la masa de Júpiter en hidrógeno y helio podrías formar una estrella enana roja de tipo M capaz de fusionar hidrógeno.
Las propias lunas también guardan cierto paralelismo con los planetas rocosos del sistema solar. Todas ellas tienen órbitas directas, es decir, en el mismo sentido que la rotación de Júpiter, aproximadamente circulares y cercanas al ecuador de Júpiter. Todas estas características podrían decirse de los planetas rocosos del sistema solar. Sus tamaños van desde un poco más pequeña que la luna terrestre hasta un poco más grande que Mercurio. De hecho, si orbitaran alrededor del Sol en el sistema solar interior probablemente serían consideradas como planetas. La densidad de estos satélites desciende conforme aumenta su distancia a Júpiter, de manera similar a lo que ocurre para los cuatro planetas rocosos, con la excepción de la Tierra, que es ligeramente más densa que Mercurio (y de hecho es el objeto más denso del sistema solar). La mayor densidad de Mercurio hace que, a pesar de tener un radio que es tres cuartas partes del de Marte, ambos cuerpos tengan la misma gravedad superficial.
En el caso de Júpiter Io es su satélite más interno y denso, con una densidad similar a la de Marte y la mayoría de su masa en forma de roca (ya sea sólida o fundida). Europa, el segundo satélite, tiene una densidad similar pero menor a la de Io, con un importante núcleo rocoso rodeado de una capa de agua y hielo de entre 100 y 200 kilómetros de grosor. En el caso de Ganímedes y Calistoaproximadamente la mitad de su masa podría encontrarse en forma de hielo de agua. Ganímedes parece tener cierta diferenciación entre su núcleo rocoso y su exterior formado por materiales más ligeros mientras que Calisto parece consistir en una mezcla más o menos uniforme de hielo y roca.
En el caso del Sol los planetas interiores perdieron cualquier material ligero (como agua, metano o amoníaco) debido al calor del Sol y al viento solar, que arrastró consigo los materiales más ligeros que formaban la nube protoplanetaria de la que se formaron los planetas. Estos materiales sí pudieron asentarse en el exterior del sistema solar, creciendo los cuerpos aquí hasta masas mayores con densidades menores. En el caso de Júpiter ocurriría algo parecido pero a una menor escala. El calor que Júpiter acumuló durante su formación debido a la fricción probablemente impidió que gran cantidad de agua acabara en Io, pero no consiguió afectar tanto al resto de satélites.
Por supuesto el símil entre los dos sistemas no es perfecto. Los satélites galileanos se encuentran todos acoplados por fuerzas de marea a Júpiter de forma que tardan el mismo tiempo en completar una órbita alrededor del planeta que en completar una rotación completa y como consecuencia siempre muestran la misma cara a Júpiter. Ninguno de los planetas del sistema solar sufre este mismo efecto con respecto al Sol, aunque la órbita de Mercurio sí se encuentra en resonancia con su rotación, pues completa tres vueltas alrededor de su eje de rotación por cada dos órbitas completas alrededor del Sol. Las lunas galileanas además se encuentran en resonancia entre sí de forma que Io completa cuatro órbitas alrededor del gigante gaseoso por cada dos de Europa y una de Ganímedes. Pensamos que dentro de mil millones de años Calisto se unirá a esta resonancia completando una órbita por cada dos de Ganímedes. Esto por supuesto no ocurre con los planetas rocosos del sistema solar.
Todas estas similitudes, e incluso las diferencias, pueden servirnos para conocer la evolución de los planetas del sistema solar interior, utilizando como objeto de estudio el más accesible sistema joviano.
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