Satélites que se formaron alrededor de su planeta padre
Titán ( luna creciente más grande ) y Rea ( luna creciente más pequeña ), dos lunas regulares de Saturno
En astronomía, una luna regular o un satélite regular es un satélite natural que sigue una órbita relativamente cercana, estable y circular que generalmente está alineada con el ecuador de su satélite primario . Se forman dentro de discos de escombros y gas que alguna vez rodearon a su satélite primario, generalmente como consecuencia de una gran colisión o material sobrante acumulado del disco protoplanetario . Las lunas regulares jóvenes luego comienzan a acumular material dentro del disco circumplanetario en un proceso similar a la acreción planetaria , a diferencia de las lunas irregulares , que se formaron de forma independiente antes de ser capturadas en órbita alrededor del satélite primario.
Las lunas regulares son extremadamente diversas en sus características físicas. Las lunas regulares más grandes son lo suficientemente masivas como para ser gravitacionalmente redondas , con dos lunas regulares, Ganimedes y Titán , siendo más grandes que el planeta Mercurio . Las lunas regulares grandes también admiten una geología variada y compleja. Se sabe que varias tienen atmósferas , aunque solo una luna regular, Titán, alberga una atmósfera significativa capaz de soportar el tiempo y el clima. Como resultado de su complejidad, los científicos planetarios a menudo consideran que las lunas regulares redondeadas son objetos planetarios por derecho propio. [1] En contraste, las lunas regulares más pequeñas carecen de geología activa. La mayoría están muy llenas de cráteres y tienen forma irregular, a menudo se asemejan a pequeños asteroides y otros cuerpos menores en apariencia.
En cambio, se cree que la Luna de la Tierra y los cinco satélites de Plutón se originaron a partir de impactos gigantes entre dos protoplanetas al principio de la historia del Sistema Solar. Estos impactos expulsaron un denso disco de escombros a la órbita desde donde los satélites pueden acrecentarse. [3] [4] El modelo de impacto gigante también se ha aplicado para explicar el origen de otros sistemas de satélites de planetas enanos, incluyendo la luna de Eris, Dysnomia, la luna de Orcus, Vanth, y el anillo y dos lunas de Haumea. [5] A diferencia de los sistemas lunares regulares de los planetas gigantes, los impactos gigantes pueden dar lugar a satélites inusualmente masivos; la relación de masa de Caronte con Plutón es de aproximadamente 0,12. [5]
Las lunas regulares también pueden originarse a partir de eventos de disrupción secundaria, siendo fragmentos de otras lunas regulares luego de colisiones o debido a disrupciones de marea. Las lunas regulares de Neptuno son probablemente ejemplos de esto, ya que la captura de la luna más grande de Neptuno, Tritón , habría alterado gravemente el sistema lunar primordial existente. Una vez que Tritón fue amortiguado por las mareas hasta una órbita de menor excentricidad, los escombros resultantes de la disrupción de las lunas primordiales se volvieron a acumular en las lunas regulares actuales de Neptuno. [6] [7] [8]
Lunas marcianas
A pesar de la extensa exploración de Marte , el origen de las dos lunas de Marte sigue siendo objeto de un debate continuo. Originalmente se propuso que Fobos y Deimos eran asteroides capturados que se originaron en el cinturón de asteroides vecino y, por lo tanto, no se clasificarían como satélites regulares. Sus similitudes con los asteroides de tipo C con respecto a los espectros, la densidad y el albedo respaldaron aún más este modelo. [9]
Sin embargo, el modelo de captura puede ser inconsistente con las órbitas pequeñas, de baja excentricidad y baja inclinación de las dos lunas, que son más típicas de los satélites regulares. La naturaleza de pila de escombros de Fobos ha apuntado aún más en contra de un origen capturado, y las observaciones infrarrojas de Deimos por el orbitador Hope han revelado que la superficie de la luna es basáltica en composición, más consistente con un origen alrededor de Marte. [10] [11] Como resultado, se han propuesto varios modelos para la formación in situ de Fobos y Deimos para explicar mejor sus orígenes y configuración actual, incluido un escenario de impacto gigante similar al que formó la Luna y un modelo de "reciclaje" para Fobos. [10]
Características orbitales
Órbitas de las lunas galileanas de Júpiter , que demuestran las órbitas organizadas y de baja excentricidad típicas de los satélites regulares
Las lunas regulares se caracterizan por órbitas progradas , generalmente con poca inclinación orbital o excentricidad en relación con su cuerpo original. Estos rasgos están limitados en gran medida por sus orígenes y las interacciones de marea posteriores con el cuerpo original. En el caso de los sistemas de satélites de planetas gigantes, al igual que los discos protoplanetarios, el material que cae alrededor de un planeta en formación se aplana en un disco alineado con el ecuador del planeta debido a la conservación del momento angular . [12] Como consecuencia, cualquier luna formada a partir del disco circumplanetario orbitará aproximadamente coplanar con el ecuador del planeta; incluso si las perturbaciones futuras aumentan la inclinación de una luna, los efectos de las mareas trabajan para eventualmente disminuirla de nuevo a un estado coplanar. Del mismo modo, la circularización de las mareas actúa para disminuir la excentricidad de las lunas regulares al disipar energía hacia una órbita circular, que es un estado de energía mínima. Varias lunas regulares se apartan de estos rasgos orbitales, como la órbita inusualmente excéntrica de Hyperion y la órbita inusualmente inclinada de Miranda , pero en estos casos, la excentricidad y la inclinación orbitales a menudo aumentan y posteriormente se mantienen mediante interacciones resonantes con lunas vecinas. [13] [14]
Las resonancias orbitales son una característica común en los sistemas lunares regulares y son un aspecto crucial en su evolución y estructura. Dichas resonancias pueden excitar la excentricidad e inclinación de las lunas participantes, lo que lleva a un calentamiento de marea apreciable que puede sostener la actividad geológica. Un ejemplo particularmente evidente de esto es la cadena de resonancia de movimiento medio (MMR) 1:2:4 en la que participan Ío, Europa y Ganímedes, lo que contribuye al vulcanismo de Ío y al océano líquido subterráneo de Europa. [15] Las resonancias orbitales y las cuasi-resonancias también pueden actuar como un mecanismo estabilizador y de pastoreo, lo que permite que las lunas estén muy juntas y al mismo tiempo permanezcan estables, como se cree que es el caso de las pequeñas lunas exteriores de Plutón. [16] Se ha descubierto que un pequeño puñado de lunas regulares participan en varias configuraciones coorbitales , como las cuatro lunas troyanas de Tetis y Dione dentro del sistema saturnino. [17]
Lunas de pastor
Las lunas regulares que orbitan cerca o dentro de un sistema de anillos pueden interactuar gravitacionalmente con el material cercano, ya sea confinando el material en anillos estrechos o despejando los espacios dentro de un anillo en un proceso conocido como " pastoreo ". Las lunas pastoras también pueden actuar como una fuente directa de material del anillo expulsado por los impactos. El material puede luego ser acorralado por la luna en su trayectoria orbital, como es el caso del anillo de Jano-Epimeteo alrededor de Saturno. [18]
Características físicas
Geología
Columnas activas en el polo sur de la luna Encélado de Saturno , alimentadas por un océano subterráneo global de agua líquida
De las diecinueve lunas regulares lo suficientemente grandes como para ser redondeadas gravitacionalmente, varias de ellas muestran actividad geológica, y muchas más exhiben signos de actividad pasada. Se sabe que varias lunas regulares, como Europa , Titán y Encélado, albergan océanos subterráneos globales de agua líquida, mantenidos por el calentamiento de las mareas de sus respectivos planetas progenitores. [19] [20] [21] Estos océanos subterráneos pueden impulsar una variedad de procesos geológicos, incluido el criovulcanismo generalizado , el resurgimiento y la tectónica, actuando como reservorios de "criomagma" que puede estallar en la superficie de una luna. [22] [23]
Ío es inusual, ya que, a diferencia de la mayoría de las otras lunas regulares de los planetas gigantes, Ío tiene una composición rocosa con muy poca agua. Los altos niveles de vulcanismo de Ío, en cambio, hacen que surjan grandes flujos basálticos que continuamente renuevan la superficie de la luna, al tiempo que expulsan grandes volúmenes de azufre y dióxido de azufre a su tenue atmósfera. De manera análoga a los océanos subterráneos de agua líquida en lunas heladas como Europa, Ío puede tener un océano subterráneo de magma de silicato debajo de su corteza, lo que alimenta la actividad volcánica de Ío. [24] [25]
Atmósferas
Las atmósferas significativas en las lunas regulares son raras, probablemente debido a los tamaños comparativamente pequeños de la mayoría de las lunas regulares, lo que lleva a altas tasas de escape atmosférico. Se han detectado atmósferas más delgadas en varias lunas regulares; todas las lunas galileanas tienen atmósferas conocidas. Las atmósferas dispersas de Europa , Ganimedes y Calisto están compuestas en gran parte de oxígeno expulsado de sus superficies heladas debido a la erosión espacial . [26] [27] [28] La atmósfera de Ío se produce de forma endógena por desgasificación volcánica, creando una atmósfera delgada compuesta principalmente de dióxido de azufre ( SO 2 ). Como la temperatura de la superficie de Ío está por debajo del punto de deposición del dióxido de azufre, la mayor parte del material desgasificado se congela rápidamente en su superficie, aunque sigue siendo incierto si la desgasificación volcánica o la sublimación es el soporte dominante de la atmósfera de Ío. [29] [30]
Una luna regular, Titán, alberga una atmósfera densa dominada por nitrógeno, así como lagos estables de hidrocarburos en su superficie. Las complejas interacciones entre la atmósfera espesa y brumosa de Titán, su superficie y su "ciclo de hidrocarburos" han llevado a la creación de muchas características inusuales, incluidos cañones y llanuras aluviales erosionadas por ríos, una posible topografía similar al karst y extensos campos de dunas ecuatoriales. [31] [32]
Rotación
La mayoría de las lunas regulares están sincronizadas con su planeta madre, aunque se conocen varias excepciones. Una de ellas es Hyperion de Saturno, que exhibe una rotación caótica debido a la influencia gravitatoria de Titán en su forma irregular; la rotación caótica de Hyperion puede verse facilitada aún más por su resonancia orbital 3:4 con Titán. [13] Las cuatro pequeñas lunas circumbinarias de Plutón, que son igualmente alargadas, también rotan caóticamente bajo la influencia de Caronte y generalmente tienen inclinaciones axiales muy altas . [33] Se reveló que Hi'iaka , la luna exterior más grande de Haumea, tiene un período de rotación muy rápido de aproximadamente 9,8 horas a través de datos de curva de luz, aproximadamente 120 veces más rápido que su período orbital. Los resultados para Namaka fueron menos claros, apuntando potencialmente hacia un período de rotación más lento o una configuración de polos, con una inclinación axial significativa en relación con su plano orbital. [34]
De manera única, Caronte es lo suficientemente grande como para haber bloqueado marealmente a Plutón, lo que crea un estado de bloqueo mareal mutuo donde Caronte solo es visible desde un hemisferio de Plutón y viceversa. De manera similar, se ha observado que Eris está bloqueado marealmente a su satélite Dysnomia , lo que puede indicar una densidad inusualmente alta para la luna. [35]
Debido a su naturaleza cercana y a sus largas historias compartidas, las lunas regulares pueden tener una influencia significativa en su fase primaria. Un ejemplo conocido de esto son las mareas oceánicas que la Luna genera en la Tierra. Así como la Tierra genera protuberancias de marea en la Luna que resultan en bloqueo de mareas, la Luna genera protuberancias de marea en la Tierra que se manifiestan de manera más notable como el ascenso y descenso del nivel del mar local aproximadamente de manera diurna (aunque la topografía costera local puede generar patrones semidiurnos o complejos). [36]
La actividad volcánica de Ío produce interacciones extremas con Júpiter, construyendo el toro de plasma de Ío en una región aproximadamente toroidal que rodea la órbita de Ío, así como una nube neutra de átomos de azufre, oxígeno, sodio y potasio que rodean inmediatamente a la luna. [37] Los iones que escapan del toro de plasma son responsables de la magnetosfera inusualmente extensa de Júpiter, generando una presión interna que la infla desde dentro. [38] El intenso campo magnético de Júpiter también acopla un tubo de flujo intenso con la atmósfera de Ío y su nube neutra asociada a la atmósfera superior polar de Júpiter, generando una intensa región de brillo auroral . [37] También se descubrió que tubos de flujo similares, aunque mucho más débiles, estaban asociados con las otras lunas galileanas.
Exploración
Debido a su capacidad para albergar grandes volúmenes internos de agua líquida, las lunas regulares del Sistema Solar exterior son de particular interés para los científicos como objetivos en la búsqueda de vida extraterrestre. Se cree que los océanos subterráneos son capaces de albergar química orgánica compleja, una expectativa que fue apoyada después de la posible detección indirecta de varias sales en el océano de Europa y la detección de compuestos orgánicos y cianuro de hidrógeno en las columnas de Encélado. [39] [40] [41] [42] Como resultado, se han propuesto y lanzado misiones dedicadas a investigar la naturaleza y la habitabilidad potencial de los océanos internos de varias lunas regulares. [43] [44]
Misiones activas
Jupiter Icy Moons Explorer (Juice) es una misión desarrollada y lanzada por la Agencia Espacial Europea (ESA) que planea estudiar Europa, Ganímedes y Calisto e investigar sus respectivos océanos subterráneos. Juice se encuentra actualmente en camino a Júpiter. [45]
Europa Clipper es una misión que la NASA está desarrollando actualmentey que pretende realizar 44 sobrevuelos de Europa para investigar mejor su interior y su actividad en forma de penacho. [46] La nave espacial se lanzó en octubre de 2024 y actualmente se encuentra en ruta a Júpiter. [47]
Misiones en desarrollo
Martian Moons eXploration ( MMX ) es una misión de retorno de muestras que está desarrollando JAXA . La sonda tiene previsto lanzarse en 2026, llegar a Marte en 2027 y recopilar datos sobre Fobos antes de recoger una muestra de la superficie de la luna y regresar a la Tierra en 2031. Un objetivo principal de MMX es delimitar mejor los orígenes y la historia de las lunas de Marte. [48]
Dragonfly es una misión en desarrollo por la NASA para enviar un helicóptero robótico a la superficie de Titán con el objetivo de investigar la compleja química atmosférica y terrestre de Titán. [49] Dragonfly actualmente planea lanzarse en julio de 2028. [50]
Véase también
Luna irregular – Satélite capturado siguiendo una órbita irregular
Luna interior : satélite natural que orbita dentro de la órbita de una luna más grande
Resonancia orbital : influencia gravitacional mutua regular y periódica de cuerpos en órbita
^ Villard, Ray (14 de mayo de 2010). «¿Deberían las lunas grandes llamarse 'planetas satélite'?». Discovery News. Archivado desde el original el 16 de mayo de 2010. Consultado el 4 de noviembre de 2011 .
^ Canup, Robin M.; Ward, William R. (2008). Origen de Europa y los satélites galileanos . University of Arizona Press. pág. 59. arXiv : 0812.4995 . Código Bibliográfico :2009euro.book...59C. ISBN.978-0-8165-2844-8.
^ Young, Edward D.; Kohl, Issaku E.; Warren, Paul H.; Rubie, David C.; Jacobson, Seth A.; Morbidelli, Alessandro (29 de enero de 2016). "Evidencia isotópica de oxígeno de una mezcla vigorosa durante el impacto gigante que formó la Luna". Science . 351 (6272). Washington DC: Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia : 493–496. arXiv : 1603.04536 . Bibcode :2016Sci...351..493Y. doi :10.1126/science.aad0525. ISSN 0036-8075. PMID 26823426. S2CID 6548599.
^ Stern, SA; Weaver, HA; Steffl, AJ; Mutchler, MJ; et al. (2006). "Un origen de impacto gigante para los pequeños satélites naturales de Plutón y la multiplicidad de satélites en el cinturón de Kuiper". Nature . 439 (7079): 946–49. Bibcode :2006Natur.439..946S. doi :10.1038/nature04548. PMID 16495992. S2CID 4400037.
^ ab Arakawa, Sota; et al. (2019). "Formación temprana de lunas alrededor de grandes objetos transneptunianos a través de impactos gigantes". Nature . 3 (9): 802–807. arXiv : 1906.10833 . Código Bibliográfico :2019NatAs...3..802A. doi :10.1038/s41550-019-0797-9. S2CID 195366822.
^ Banfield, Don; Murray, Norm (octubre de 1992). "Una historia dinámica de los satélites neptunianos interiores". Icarus . 99 (2): 390–401. Bibcode :1992Icar...99..390B. doi :10.1016/0019-1035(92)90155-Z.
^ Goldreich, P.; Murray, N.; Longaretti, PY; Banfield, D. (1989). "La historia de Neptuno". Science . 245 (4917): 500–504. Bibcode :1989Sci...245..500G. doi :10.1126/science.245.4917.500. PMID 17750259. S2CID 34095237.
^ "Nuevas vistas de las lunas marcianas". Archivado desde el original el 14 de noviembre de 2011. Consultado el 2 de abril de 2011 .
^ ab Madeira, Gustavo; Charnoz, Sébastian; Zhang, Yun; Hyodo, Ryuki; Michel, Patrick; Genda, Hidenori; Giuliatti Winter, Silvia (abril de 2023). "Explorando el modelo de reciclaje de la formación de Fobos: satélites de pilas de escombros". The Astronomical Journal . 165 (4): 161. arXiv : 2302.12556 . Código Bibliográfico :2023AJ....165..161M. doi : 10.3847/1538-3881/acbf53 .
^ "EMM revela nuevas observaciones de Deimos en EGU23 y extiende la misión". Sharjah24 . 24 de abril de 2023. Archivado desde el original el 14 de febrero de 2024 . Consultado el 23 de enero de 2024 .
^ ab Sabiduría, J.; Peale, SJ; Mignard, F. (1984). "La caótica rotación de Hyperion". Ícaro . 58 (2): 137-152. Código Bib : 1984Icar...58..137W. CiteSeerX 10.1.1.394.2728 . doi :10.1016/0019-1035(84)90032-0.
^ Michele Moons y Jacques Henrard (junio de 1994). "Superficies de sección en el problema de inclinación de Miranda-Umbriel 3:1". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 59 (2): 129–148. Código Bibliográfico :1994CeMDA..59..129M. doi :10.1007/bf00692129. S2CID 123594472.
^ Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1997). "Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede" (PDF) . Icarus . 127 (1): 93–111. Bibcode :1997Icar..127...93S. doi :10.1006/icar.1996.5669. Archivado (PDF) desde el original el 14 de mayo de 2011 . Consultado el 22 de enero de 2008 .
^ Kenyon, Scott J.; Bromley, Benjamin C. (28 de enero de 2019). "Una sonata Plutón-Caronte: la arquitectura dinámica del sistema de satélites circumbinarios". The Astrophysical Journal . 157 (2): 79. arXiv : 1810.01277 . Código Bibliográfico :2019AJ....157...79K. doi : 10.3847/1538-3881/aafa72 . S2CID 119091388.
^ Murray, CD; Cooper, NJ; Evans, MW; Beurle, K. (diciembre de 2005). "S/2004 S 5: Un nuevo compañero coorbital para Dione". Icarus . 179 (1): 222–234. Bibcode :2005Icar..179..222M. doi :10.1016/j.icarus.2005.06.009. S2CID 120102820.
^ "La NASA descubre que las lunas de Saturno podrían estar creando nuevos anillos". Cassini Legacy 1997–2007 . Jet Propulsion Lab . 11 de octubre de 2006. Archivado desde el original el 16 de octubre de 2006 . Consultado el 20 de diciembre de 2017 .
^ Hay, HCFC; et al. (2023). "Arrastre turbulento en la interfaz hielo-océano de Europa en simulaciones de convección rotatoria: implicaciones para la rotación no sincrónica de la capa de hielo". Journal of Geophysical Research: Planets . 128 (6376): 21. Bibcode :2023JGRE..12807648H. doi :10.1029/2022JE007648. PMC 8569204 . PMID 34737306. S2CID 257063108.
^ Menos, L.; Jacobson, RA; Ducci, M.; Stevenson, DJ; Lunine, Jonathan I.; Armstrong, JW; Asmar, suroeste; Raciopa, P.; Rappaport, Nueva Jersey; Tortora, P. (2012). "Las mareas de Titán". Ciencia . 337 (6093): 457–9. Código Bib : 2012 Ciencia... 337..457I. doi : 10.1126/ciencia.1219631. hdl : 11573/477190 . PMID 22745254. S2CID 10966007.
^ Thomas, PC; Tajeddine, R.; et al. (2016). "La libración física medida de Encélado requiere un océano subsuperficial global". Icarus . 264 : 37–47. arXiv : 1509.07555 . Bibcode :2016Icar..264...37T. doi :10.1016/j.icarus.2015.08.037. S2CID 118429372.
^ "Cassini detecta un posible volcán de hielo en la luna de Saturno". NASA. Archivado desde el original el 14 de mayo de 2023. Consultado el 2 de enero de 2019 .
^ Figueredo, Patricio H.; Greeley, Ronald (febrero de 2004). "Resurfacing history of Europa from pole-to-pole geographical mapping" (Renovación de la historia de Europa a partir del mapeo geológico de polo a polo). Icarus . 167 (2): 287–312. Bibcode :2004Icar..167..287F. doi :10.1016/j.icarus.2003.09.016.
^ Keszthelyi, L.; et al. (2001). "Imágenes de la actividad volcánica en la luna de Júpiter, Io, obtenidas por Galileo durante la misión Galileo Europa y la misión Galileo Millennium". Journal of Geophysical Research: Planets . 106 (E12): 33025–33052. Bibcode :2001JGR...10633025K. doi :10.1029/2000JE001383.
^ Geissler, PE; Goldstein, DB (2007). "Plumes and their deposits" (Plumas y sus depósitos). En Lopes, RMC; Spencer, JR (eds.). Io después de Galileo . Springer-Praxis. págs. 163–192. ISBN.978-3-540-34681-4.
^ "Hubble encuentra atmósfera de oxígeno en la luna Europa de Júpiter". HubbleSite.org . Archivado desde el original el 16 de abril de 2023 . Consultado el 13 de mayo de 2022 .
^ "Hubble encuentra una atmósfera delgada de oxígeno en Ganimedes". Laboratorio de Propulsión a Chorro . NASA. 23 de octubre de 1996. Archivado desde el original el 4 de mayo de 2009. Consultado el 17 de febrero de 2017 .
^ Liang, MC; Carril, BF; Pappalardo, RT; et al. (2005). "Ambiente de Calisto". Revista de investigación geofísica: planetas . 110 (E2): E02003. Código Bib : 2005JGRE..110.2003L. doi : 10.1029/2004JE002322 .
^ Spencer, AC; et al. (2005). "Detección en el infrarrojo medio de grandes asimetrías longitudinales en la atmósfera de SO2 de Io" (PDF) . Icarus . 176 (2): 283–304. Bibcode :2005Icar..176..283S. doi :10.1016/j.icarus.2005.01.019. Archivado (PDF) desde el original el 17 de marzo de 2023 . Consultado el 3 de abril de 2024 .
^ Walker, AC; et al. (2010). "Una simulación numérica completa de la atmósfera impulsada por la sublimación de Io". Icarus . in. press (1): 409–432. Bibcode :2010Icar..207..409W. doi :10.1016/j.icarus.2010.01.012.
^ Chu, Jennifer (julio de 2012). «Las redes fluviales de Titán indican una historia geológica desconcertante». MIT Research. Archivado desde el original el 30 de octubre de 2012. Consultado el 24 de julio de 2012 .
^ Gunn, Andrew; Jerolmack, Douglas J. (19 de mayo de 2022). «Condiciones para el transporte eólico en el Sistema Solar». Nature Astronomy . 6 (8): 923–929. Código Bibliográfico :2022NatAs...6..923G. doi :10.1038/s41550-022-01669-0. S2CID 228102377. Archivado desde el original el 25 de enero de 2024 . Consultado el 15 de diciembre de 2023 .
^ Northon, Karen (3 de junio de 2015). «El telescopio Hubble de la NASA descubre que las lunas de Plutón se tambalean en un caos absoluto». NASA . Archivado desde el original el 4 de junio de 2015. Consultado el 25 de octubre de 2015 .
^ Hastings, Danielle M.; Ragozzine, Darín; Fabrycky, Daniel C.; Burkhart, Lucas D.; Fuentes, César; Margot, Jean-Luc; Marrón, Michael E.; Holman, Matthew (diciembre de 2016). "El corto período de rotación de Hiʻiaka, el satélite más grande de Haumea". La Revista Astronómica . 152 (6): 12. arXiv : 1610.04305 . Código Bib : 2016AJ....152..195H. doi : 10.3847/0004-6256/152/6/195 . OCLC 6889796157. OSTI 22662917. S2CID 33292771. 195.
^ Szakáts, R.; Kiss, Cs.; Ortiz, JL; Morales, N.; Pál, A.; Müller, TG; et al. (2023). "Rotación bloqueada por mareas del planeta enano (136199) Eris descubierta a partir de fotometría terrestre y espacial a largo plazo". Astronomía y Astrofísica . L3 : 669. arXiv : 2211.07987 . Bibcode :2023A&A...669L...3S. doi :10.1051/0004-6361/202245234. S2CID 253522934.
^ ab Schneider, NM; Bagenal, F. (2007). "Nubes neutras de Ío, toro de plasma e interacciones magnetosféricas". En Lopes, RMC ; Spencer, JR (eds.). Ío después de Galileo . Springer-Praxis. págs. 265–286. ISBN978-3-540-34681-4.
^ Krimigis, SM; et al. (2002). "Una nebulosa de gases de Ío que rodea a Júpiter". Nature . 415 (6875): 994–996. Bibcode :2002Natur.415..994K. doi : 10.1038/415994a . PMID 11875559.
^ Hao, Jihua; Glein, Christopher R.; Huang, Fang; Yee, Nathan; Catling, David C.; Postberg, Frank; Hillier, Jon K.; Hazen, Robert M. (27 de septiembre de 2022). "Se espera fósforo abundante para la posible vida en el océano de Encélado". Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 119 (39): e2201388119. Bibcode :2022PNAS..11901388H. doi : 10.1073/pnas.2201388119 . ISSN 0027-8424. PMC 9522369 . PMID 36122219.
^ Peter, Jonah S.; et al. (14 de diciembre de 2023). «Detección de HCN y química redox diversa en la columna de Encélado». Nature Astronomy . 8 (2): 164–173. arXiv : 2301.05259 . Código Bibliográfico : 2024NatAs...8..164P. doi : 10.1038/s41550-023-02160-0. S2CID: 255825649. Archivado desde el original el 15 de diciembre de 2023. Consultado el 15 de diciembre de 2023 .
^ "Cassini prueba material orgánico en la luna géiser de Saturno". NASA . 26 de marzo de 2008. Archivado desde el original el 20 de julio de 2021 . Consultado el 26 de marzo de 2008 .
^ Trumbo, Samantha K.; Brown, Michael E.; Hand, Kevin P. (12 de junio de 2019). "Cloruro de sodio en la superficie de Europa". Science Advances . 5 (6): eaaw7123. Bibcode :2019SciA....5.7123T. doi :10.1126/sciadv.aaw7123. PMC 6561749 . PMID 31206026.
^ Pat Brennan (10 de noviembre de 2020). «¿Vida en nuestro sistema solar? Conozca a los vecinos». NASA. Archivado desde el original el 30 de marzo de 2023. Consultado el 30 de marzo de 2023 .
^ Weiss, P.; Yung, KL; Kömle, N.; Ko, SM; Kaufmann, E.; Kargl, G. (2011). "Sistema de muestreo de perforación térmica a bordo de impactadores de alta velocidad para explorar el subsuelo de Europa". Avances en la investigación espacial . 48 (4): 743. Bibcode :2011AdSpR..48..743W. doi :10.1016/j.asr.2010.01.015. hdl : 10397/12621 .
^ "ESA—Selección de la misión L1" (PDF) . ESA . 17 de abril de 2012. Archivado (PDF) desde el original el 16 de octubre de 2015 . Consultado el 19 de abril de 2012 .
^ «Europa Clipper». NASA (JPL). Archivado desde el original el 23 de marzo de 2021. Consultado el 2 de enero de 2019 .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .
^ "La NASA lanza el Europa Clipper en misión hacia la luna de Júpiter". NBC News . Consultado el 14 de octubre de 2024 .
^ "MMX - Exploración de las lunas marcianas". JAXA . 26 de diciembre de 2023. Archivado desde el original el 22 de febrero de 2020 . Consultado el 26 de diciembre de 2023 .
^ Libélula: exploración de la química orgánica prebiótica y la habitabilidad de Titán Archivado el 5 de abril de 2018 en Wayback Machine EP Turtle, JW Barnes, MG Trainer, RD Lorenz, SM MacKenzie, KE Hibbard, D. Adams, P. Bedini, JW Langelaan, K. Zacny y el equipo de Libélula Conferencia de ciencia planetaria y lunar 2017
^ Foust, Jeff (28 de noviembre de 2023). «La NASA pospone la revisión y la fecha de lanzamiento de Dragonfly». SpaceNews.com . Archivado desde el original el 3 de abril de 2024. Consultado el 28 de noviembre de 2023 .
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .