Astrónomos de la Universidad Johns Hopkins, del Observatorio de Paris y de otras instituciones científicas han descubierto la razón de un misterio observado hace 30 años (observación de sodio sobre Io), mostrando que sus volcanes parecen estar emitiendo sal en estado gaseoso en la tenue atmósfera de este mundo.

Posteriores análisis de los resultados, incluyendo modelizaciones de cómo la molécula de sal (NaCl) se rompe en átomos de sodio y cloro, podría servir de ayuda a los científicos planetarios en la determinación de qué tipo de material meteorítico es el que formó Io.

Los astrónomos habían agotado la lista de sospechosos teóricos antes de determinar que el compuesto más probable era la sal común o cloruro de sodio. Esta conclusión se alcanzó tras la detección hace dos años de átomos de cloro en una nube de gas ionizado con forma de donut en torno a Io, conocida como el toro de plasma. Basándose en los nuevos hallazgos de cloro y de los trabajos teóricos, los astrónomos se decidieron a llevar a cabo los estudios exactos para buscar el cloruro de sodio.

El argumento principal es que parece exitir suficiente sal en la atmósfera volcánica de Io para suministrar el sodio que se observa en las nubes neutras y el cloro en el toro de plasma.

La órbita ligeramente excéntrica de Io en torno a Júpiter, sumado al efecto que producen los campos gravitatorios de las dos lunas Europa y Ganímedes producen un alto grado de tensión en Io, deformando la corteza de este satélite y calentando su núcleo. Como resultado, Io es el cuerpo con mayor actividad volcánica del Sistema Solar. Aproximadamente dos toneladas de material volcánico son expulsadas hacia la magnetosfera de este satélite cada segundo y posteriormente este material es ionizado.

Los científicos habían intentado hallar sal en la atmósfera de Io, pero no encontraron indicios de ésta. Uno de ellos, que había descubierto el cloro en el toro de plasma de este satélite, sugirió emplear un radiotelescopio situado en España -que opera en longitudes de onda milimétricas- para realizar un rastreo definitivo del cloruro sódico. Las observaciones realizadas en enero de 2002 sirvieron para descubrir líneas del espectro muy características que son propias de este compuesto. Un examen de las fuentes potenciales que originan la sal ha llevado a pensar que son los volcanes los lugares de origen más probable.

EL Volcán Loki
El Voyager 1 tomó esta imagen del volcán Loki el 4 de Marzo de 1979. La actividad volcánica puede apreciarse en el limbo de Io (Créditos: Calvin J. Hamilton)

Loki Patera
Esta es una vista cercana del hemisferio norte de Io. La zona central ha sido denominada Loki Patera. La gran mancha oscura podría ser un lago de azufre líquido con una balsa de azufre sólido en su interior. (Créditos: Calvin J. Hamilton)

Emanaciones Gaseosas
Esta fotografía de Io muestra lo que parece ser una caldera volcánica que está expulsando gases (el parche azul brillante a la izquierda). En la foto aparece un conjunto de calderas volcánicas con suelos oscuros unidos por materiales de color rojo brillante. La caldera más septentrional tiene un parche azul brillante en el suelo. Los investigadores creen que esta mancha podrían ser gases procedentes de alguna emanación volcánica. La nubes de gas podrían condensarse para formar partículas de color azul extremadamente finas. Ya que el espectrómetro de infrarrojos del Voyager 1 descubrió dióxidos de azufre en Io, es posible que éstos sean el principal componente de las nubes. Las nubes de óxido de azufre podrían congelarse rápidamente y caer en forma de nieve sobre la superficie. Es también posible que las áreas oscuras en los suelos de las calderas sean piscinas de azufre fundido, una forma muy oscura de azufre. La imagen fue tomada el 5 de Marzo de 1979, durante la aproximación del Voyager 1 a Io, a una distancia de 129,600 kilómetros (80,500 millas).

Monte Haemus
El Monte Haemus es una montaña situada cerca del polo sur y en esta imagen aparece cerca del terminador de Io. Su base mide 200 por 100 kilómetros (124 por 62 millas). Se han encontrado varias montañas cuyos picos alcanzan los 10 kilómetros (6.2 millas) de altura. (Créditos: Calvin J. Hamilton)

El Volcán Pele
La mancha en forma de corazón situada en el centro de esta imagen fue causada por una eyección volcánica procedente de la erupción del Volcán Pele. (Créditos: Calvin J. Hamilton)

Ra Patera
Ra Patera es un gran escudo volcánico con flujos de varios colores. Esta imagen muestra al menos una docena de flujos oscuros que se originan en la abertura oscura central. Algunos de estos flujos tienen más de 300 kilómetros (186 millas) de longitud.
(Créditos: Calvin J. Hamilton

Europa 

Europa a Distancia
Ésta vista de Europa fue tomada por el Voyager 2 y muestra una superficie brillante, de bajo contraste con una red de líneas las cuales cruzan la mayor parte de su superficie. (© 1998 Calvin J. Hamilton)



Cordilleras sobre Europa
Esta vista de Europa muestra una porción de la superficie que ha sido modificada drásticamente por las fracturas y las cordilleras. Esta imagen cubre un área de unos 238 kilómetros (150 millas) de ancho por 225 kilómetros (140 millas), la distancia que separa aproximadamente las ciudades de Los Ángeles y San Diego. Las cordilleras simétricas en las bandas oscuras sugieren que la corteza superficial fue separada y rellenada con material más oscuro, de una forma análoga a lo que ocurre con las dorsales oceánicas en la Tierra. Aunque son visibles algunos cráteres de impacto, su ausencia generalizada indica la juventud de la superficie. Las cordilleras más jóvenes, como las dos formaciones que atraviesan el centro de la imagen, tienen fracturas centrales, protuberancias alineadas y manchas oscuras de formas irregulares. Estas y otras características podrían indicar la existencia de criovulcanismo o procesos relacionados con la erupción de hielo y gases.

Esta fotografía, centrada en los 16 grados de latitud sur y 196 grados de longitud este, fue tomada a un distancia de 40,973 kilómetros (25,290 millas) el 6 de Noviembre de 1996 por una cámara de televisión de estado sólido a bordo de la Nave Espacial Galileo durante su tercera órbita alrededor de Júpiter. (Cortesía: NASA/JPL)

Vistas de Europa al Natural y en Falso Color
Esta imagen recoge dos vistas del hemisferio posterior de Europa. La imagen de la izquierda presenta el aspecto de Europa aproximadamente en su color natural. La imagen de la derecha es una composición en falso color que combina las imágenes violeta, verde e infrarroja para resaltar las diferencias de color que existen en la corteza de Europa donde predomina el agua congelada. Las zonas de color marrón oscuro representan el material rocoso procedente del interior o creado por impacto o por una combinación de fuentes internas y externas. Las llanuras brillantes en las zonas polares (parte superior e inferior) se muestran en tonos de azul para distinguir la posible existencia de hielo de grano grueso (azul oscuro) del hielo de grano fino (azul claro). Las líneas alargadas de color oscuro son fracturas de la corteza, algunas de las cuales tienen más de 3,000 kilómetros (1,850 millas) de longitud. La formación brillante que tiene una mancha oscura en su interior en el tercio inferior de la imagen es un joven cráter de impacto que tiene unos 50 kilómetros (31 millas) de diámetro. Esta cráter ha recibido el nombre provisional de 'Pwyll' por el Dios Céltico del Mundo Subterráneo. (Cortesía: DLR)

Imagen en Falso Color de la Región Minos Linea
En esta composición de tres imágenes de la Región Minos Linea se ha empleado un falso color para destacar la visibilidad de algunos rasgos especiales. Fueron tomadas por la Nave Espacial Galileo el 28 de Junio de 1996 UT. Las bandas triples, líneas y terrenos moteados aparecen en tonos marrones y rojizos indicando la presencia de contaminantes en el hielo. Las llanuras heladas, mostradas aquí en tonos azules, se subdividen en unidades con diferentes albedos bajo longitudes de onda infrarrojas, debido probablemente a los diferentes tamaños de grano del hielo. La composición se creó utilizando las imágenes correspondientes a las longitudes de onda efectivas de 989, 757 y 559 nanometros. La resolución espacial de las imágenes individuales varía desde 1.6 a 3.3 kilómetros (1 a 2 millas) por pixel. El área cubierta, centrada a 45N, 221W tiene 1,600 kilómetros (unas 780 millas) de ancho. (Cortesía: NASA/AMES)

Imagen de Europa desde Galileo en el Infrarrojo Cercano
El Espectrómetro Infrarrojo Cercano (NIMS) de la nave espacial Galileo tomó imágenes de la mayor parte de Europa, incluyendo la región polar norte, con una elevada resolución espectral a una distancia de 156,000 kilómetros (97,500 millas) durante el encuentro G1 el 28 de Junio de 1996. La imagen de la derecha muestra a Europa tal como la ve el NIMS, centrada a 25 grados de latitud N, 220 grados de longitud W. Este es el hemisferio que siempre mira hacia Júpiter. La imagen de la izquierda presenta el mismo punto de vista con los datos obtenidos por el Voyager (durante los encuentros de 1979 y 1980). La imagen del NIMS pertenece a la banda del agua de 1.5 micras, en la parte infrarroja del espectro. La comparación de las dos imágenes, infrarroja y visible, muestra un claro contraste del brillo en la imagen del NIMS de un área a otra de la superficie de Europa, lo que demuestra la sensibilidad del NIMS frente a los cambios de composición. El espectro del NIMS muestra las composiciones de la superficie que varía desde el hielo de agua pura hasta las mezclas de agua y otros minerales que aparecen como zonas brillantes en la imagen infrarroja.

Hielo Roto en Europa
Europa, la luna de Júpiter, como se aprecia en esta imagen obtenida el 27 de Junio de 1996 por la nave espacial Galileo de la NASA, presenta en algunas zonas ciertos rasgos que se asemejan a los témpanos de hielo que se observan en los mares polares de la Tierra. Europa posee una corteza helada que ha sido drásticamente fracturada, como indican las bandas lineales de color oscuro en forma de cuña que se ven en la foto. Estas fracturas han roto la corteza en placas que llegan a tener 30 kilómetros (18.5 millas) de ancho. Las zonas comprendidas entre las placas está rellena con material que fue probablemente hielo medio derretido que se contaminó con residuos rocosos. Algunas placas se han separado y cambiado de posición. La densidad de Europa indica que tiene una cáscara de agua helada de unos 100 kilómetros (60 millas) de espesor, alguna de cuyas partes podría estar en estado líquido. De hecho, el hielo podría extenderse desde la superficie hasta el interior rocoso, pero los rasgos que se observan en esta imagen sugieren que el movimiento de las placas de hielo ha sido lubricado con hielo derretido o agua líquida que corre debajo de la superficie durante el proceso de rotura.

Esta imagen cubre parte de la zona ecuatorial de Europa y fue tomada desde una distancia de 156,000 kilómetros (unas 96,300 millas) por la cámara de estado sólido de la nave espacial Galileo. El norte está a la derecha y el Sol está casi en la vertical. El área fotografiada tiene unos 360 por 770 kilómetros (220 por 475 millas, más o menos como Nebraska), y el rasgo más pequeño que se puede observar tiene unos 1.6 kilómetros (1 milla) de ancho. (Cortesía: NASA/JPL)

Superficie Activa de Europa
En esta imagen de Europa, la luna de Júpiter, tomada por la cámara de la nave espacial Galileo de la NASA se puede observar un cráter de impacto descubierto recientemente. El cráter tiene unos 30 kilómetros (18,5 millas) de diámetro. El impacto perforó la corteza helada de Europa, lanzando residuos rocosos (observables en color blancuzco) sobre el terreno circundante. También es visible una banda oscura, denominada Belus Linea, que se extiende de este a oeste a través de la imagen. Este tipo de rasgo, que los científicos denominan "banda triple", se caracteriza por una tira brillante que corre por el medio. Los márgenes exteriores de esta y otra bandas triples son difusos, sugiriendo que el material oscuro fue puesto allí como resultado de una posible actividad tipo geyser que lanza gas y restos rocosos desde el interior de Europa. La marca en forma de "X" curvada que se puede ver en la esquina inferior izquierda de la imagen parece representar la fractura de la corteza helada y el relleno con hielo derretido que se congeló en el mismo lugar.

El cráter está centrado a unos 2 grados de latitud norte y 239 grados de longitud oeste. La imagen fue tomada a una distancia de 156,000 kilómetros (96,300 millas) el 27 de Junio de 1996, durante la primera órbita de Galileo alrededor de Júpiter. El área que se observa tiene 860 por 700 kilómetros (530 por 430 millas), es decir, del tamaño de Oregon y Washington unidos. (Cortesía: NASA/JPL)

Bandas Oscuras sobre Europa
En este mosaico de cuatro imágenes obtenidas por la nave espacial Galileo de la NASA, las bandas oscuras que atraviesan la superficie de Europa, la luna de Júpiter, representan los extensos efectos de la fractura y posible erupción de gases y material rocoso desde el interior de la luna. Estas y otros rasgos sugieren que había hielo derretido o agua líquida debajo de la corteza helada cuando se produjo la rotura. Los datos no descartan la posibilidad de que tales condiciones existan en Europa hoy en día. La imágenes fueron tomadas desde una distancia de 156,00 kilómetros (unas 96,300 millas) el 27 de Junio de 1996. Muchas de las bandas oscuras tienen más de 1,600 kilómetros (1,000 millas) de longitud, superando la longitud de la falla de San Andrés de California. Algunas de las características que se ven en este mosaico son el resultado de los impactos meteoríticos, incluyendo el cráter de unos 30 kilómetros (18.5 millas) de diámetro que es visible como una cicatriz brillante en el tercio inferior de la fotografía. También, docenas de cráteres poco profundos que se pueden ver en algunas zonas a lo largo del terminador del planeta (zona sombreada en la parte superior derecha de la imagen) son probablemente cráteres de impacto. Otras áreas a lo largo del terminador no tiene cráteres, lo que indica que son superficies relativamente jóvenes, lo que sugiere erupciones recientes de hielo derretido desde el interior. El cuarto inferior del mosaico incluye zonas muy fracturadas donde la corteza helada se ha roto en trozos que llegan a tener 30 kilómetros (18.5 millas) de ancho.

El mosaico cubre una gran parte del hemisferio norte e incluye el polo norte en la parte superior de la imagen. El Sol ilumina la superficie de Europa desde la izquierda. El área mostrada está centrada a 20 grados de latitud norte y 220 grados de longitud oeste y tiene una extensión similar a la zona de Estados Unidos situada al oeste del río Mississippi. (Cortesía: USGS Flagstaff)

Callisto

 
This image shows the heavily cratered surface of Callisto. It was taken by Voyager 2 on July 7, 1979. An enormous impact basin with concentric rings is located near the top and slightly left of center. (Copyright Calvin J. Hamilton)

The Interior of Callisto
This artistic cutaway view shows a model of the interior of Jupiter's moon Callisto. Before the Galileo spacecraft, Callisto was thought to be an inactive moon -- just a chunk of rock and ice. Data recently obtained from the Galileo spacecraft has revealed the surprising result that Callisto might have a salty ocean lying beneath its icy crust.

Callisto is the most heavily cratered satellite in the solar system. Its battered surface lies on top of an icy layer (shown as a whitish band) that is about 200 kilometers (124 miles) thick. Beneath the crust lies an ocean in excess of 10 kilometers (6 miles) as indicated by the blue band. The premise of an ocean came from studying the magnetic fields around Jupiter and its moons. It was found that Callisto's magnetic field varies (flows in various directions at different times) in response to the background magnetic field generated by Jupiter.

Beneath the ocean, Callisto seems to have a strange interior that is not entirely uniform and does not vary dramatically. Prior to Galileo, scientists believed that Callisto's interior was totally undifferentiated, but Galileo data suggests that the interior is composed of compressed rock and ice with the percentage of rock increasing as depth increases. (Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton)

High-Resolution Image of Callisto
This high-resolution image of Callisto shows its heavily cratered surface. The impact basin, Valhalla, is located towards the bottom-left of the image. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Callisto's Valhalla Region
This close up of Callisto shows the heavily cratered surface and the prominent ring structure known as Valhalla. It was acquired by Voyager 1 on March 6, 1979. Valhalla's bright central area is about 300 kilometers across with sets of concentric ridges extending out to 1,500 kilometers from the center. (Copyright Calvin J. Hamilton)

 

Gipul Catena

This image shows a chain of craters on Callisto that is 620 kilometers long. The largest crater is 40 kilometers across. This is the longest of 12 or so such chains on Callisto. The chain probably formed from the collision of a comet that was tidally disrupted during close passage of Jupiter, such as the comet Shoemaker-Levy 9. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Callisto's Valhalla Impact Structure
A portion of the central zone of the large impact structure Valhalla on Callisto was imaged by the Galileo spacecraft on November 4, 1996. The area shown here is centered at 16 degrees north, 55 degrees west and is about seven miles (11 kilometers) across. This is the highest resolution picture ever taken of Callisto and shows features as small as 200 feet (60 meters) across. The formation of Valhalla occurred early in Callisto's history; however, the central zone shown here is probably younger than Valhalla's surrounding structure. This newly acquired picture shows some small craters, although they have been softened or modified by downslope movement of debris, revealing bright ice-rich surfaces. In contrast to other areas on Callisto, most of the very smallest craters appear to have been completely obliterated. (Courtesy Arizona State University)

Asgard Impact Structure on Callisto
This four-frame mosaic shows the ancient impact structure Asgard on Callisto. This image is centered at 30 degrees north, 142 degrees west. The Asgard structure is approximately 1700 km across (1,056 mi) and consists of a bright central zone surrounded by discontinuous rings. The rings are tectonic features with scarps near the central zone and troughs at the outer margin. Several large impacts have smashed into Callisto after the formation of Asgard. The very young, bright-rayed crater Burr is located on the northern part of Asgard. This mosaic has been projected to show a uniform scale between the four mosiacked images. The image was processed by Deutsche Forschungsanstalt fuer Luft-und Raumfahrt e.V., Berlin, Germany.

This image was taken on November 4, 1996, at a distance of 111,891 kilometers (69,070 miles) by the Galileo spacecraft during its third orbit around Jupiter. (Courtesy DLR)

Callisto Asgard Region as Viewed by NIMS
This view of Callisto's Asgard multi-ring structure was taken by the Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) 90 minutes before closest approach. The false color image shows surface compositional differences, white=more ice, blue=less ice. The large bright/white area is the palimpsest or center of Asgard. The smaller bright area is Tornasuk, a crater with a diameter of about 70 km.

The infrared spectrum shows that Tornasuk exhibits a greater abundance of water ice compared with the surrounding region. This may be due to impact excavation revealing a more ice-rich subsurface and suggesting that the darker material is a relatively thin surface covering. This covering could be either impact debris material or a lag deposit of existing material from which the ice has evaporated away. (Courtesy NASA)

A Chain of Impact Craters on Callisto
A portion of a chain of impact craters on Callisto is seen in this image taken by the Galileo spacecraft on November 4, 1996. This crater chain on Callisto is believed to result from the impact of a split object, similar to the fragments of Comet Shoemaker-Levy 9 which smashed into Jupiter's atmosphere in July of 1994. This high-resolution view is of Callisto's northern hemisphere at 35 degrees north, 46 degrees west, and covers an area of about eight miles (13 kilometers) across. The smallest visible crater is about 140 yards (130 meters) across. The image was taken at a range of 974 miles (1,567 kilometers).

On a global scale, Callisto is heavily cratered, indicating the great age of its surface. At the scale of this image, it was anticipated that the surface would be heavily cratered as well; however, there is a surprising lack of small craters, suggesting that one or more processes have obliterated these and other small-scale features. For example, downslope movement of ice-rich debris could bury small craters. The bright slopes visible in this picture represent places where downslope movement has taken place, exposing fresh ice surfaces. (Courtesy Arizona State University)

View of Callisto from Voyager and Galileo
This mosaic was prepared from images obtained by three spacecraft: Voyager 1 (left side), Galileo (middle), and Voyager 2 (right side). The Voyager data were taken in 1979 but left a "gap" centered at longitude 290 degrees in the trailing hemisphere of Callisto. The Galileo Solid-State Imaging system photographed this area on its second orbit around Jupiter on 9 September, 1996 Universal Time. The resolution of the Galileo data is 4.3 kilometers/pixel (2.7 miles), meaning that the smallest visible feature is about 12 kilometers (7 miles) across. North is to the top of the picture.

Features of interest in the new Galileo data include a dark, smooth area in the northern latitudes (upper third) which appears to mantle older terrain. This could be dark ejecta from a small impact crater. Also visible is a fresh, sharp-rimmed crater some 90 km (56 miles) across named Igaluk (center left third of picture), and a bright zone in the south polar area (bottom of image) which could be an impact scar. (Courtesy NASA)

Ganímedes

Ganímedes
Esta imagen muestra un hemisferio entero de Ganímedes. La prominente región oscura, tiene unos 3,200 km de diámetro. Las manchas brillantes son cráteres producidos por impactos relativamente recientes. Parte del Galileo Regio podría estar cubierto por hielo brillante.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)

Interior de Ganímedes
Imágenes del Voyager han sido utilizadas para crear una vista global de Ganímedes. El corte revela la estructura interior de esta luna helada. Esta estructura consiste en cuatro capas basadas en las medidas del campo gravitatorio de Ganímedes y análisis teóricos utilizando la masa conocida de Ganímedes, su tamaño y densidad. La superficie de Ganímedes es rica en hielo de agua y las imágenes obtenidas por las naves Voyager y Galileo muestran unos rasgos que son la evidencia de roturas en la corteza producidas por los procesos geológicos y tectónicos del pasado. Como en el interior de la Tierra, estos rasgos geológicos reflejan la existencia de fuerzas y procesos profundos en el interior de Ganímedes. Basándose en los modelos geofísicos y geomecánicos, los científicos suponen que el interior de Ganímedes consiste bien a) en una mezcla no diferenciada de rocas o hielo o b) una estructura diferenciada con un núcleo rocoso de tamaño lunar, que contiene hierro posiblemente, rodeado por una profunda capa de hielo blando cubierto por una capa o corteza de hielo rígido. Las medidas del campo gravitatorio de Ganímedes realizadas por la nave Galileo durante su primer y segundo encuentros con esta gigantesca luna han confirmado básicamente el modelo diferenciado y permiten a los científicos estimar el tamaño de estas capas de una forma más precisa. Además estos datos sugieren que existe un denso núcleo metálico en el centro del núcleo rocoso. Este núcleo metálico sugiere la existencia de una temperatura mayor en algún momento del pasado de Ganímedes de la que se había pensado anteriormente y podría ser la fuente del campo magnético de Ganimedaes descubierto los experimentos físicos realizados a bordo de la nave.

 Modelo de Ganímedes
Esta es una ilustración del interior de Ganímedes. Su baja densidad indica que su núcleo supone hasta el 50% del radio del satélite. El manto está compuesto probablemente por silicatos, agua congelada y la corteza esta compuesta por hielo con una profundidad inferior a los 75 kilómetros.
(Cortesía NASA/JPL)

Al Sur del Galileo Regio
Esta imagen del sur del Galileo Regio muestra cráteres de impacto en varios estados de degradación. Casi la totalidad de los cráteres parecen planos. Los dos cráteres más prominentes de color claro casi han sido borrados completamente por el flujo de la corteza helada.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)

Cráter de Impacto
Este mosaico de imágenes de alta resolución muestra una cuenca de impacto relativamente reciente rodeada por el material eyectado.
(Créditos: Calvin J. Hamilton)

Cráteres, Bandas Claras y Oscuras
Esta imagen de Ganímedes fue tomada por el Voyager 1, a 246,000 kilómetros (158,000 millas) del planeta. El centro de la imagen está a 19° latitud sur y longitud 356°, y el ancho de la imagen representa una distancia aproximada de 1000 kilómetros (600 millas) de la superficie. Los detalles más pequeños mostrados en esta imagen tienen unos 2.5 kilómetros (1.5 millas) de diámetro. La superfice muestra numerosos cráteres de impacto, muchos de los cuales tiene brillantes sistemas radiales. Los cráteres que no presentan estos sistemas de rayos son probablemente más viejos que los que poseen sistemas radiales. Bandas claras atraviesan la superficie en varias direcciones y estas contienen un intrincado sistema de bandas alternantes claras y oscuras que podrían representar una deformación de la capa de hielo. Estas alineaciones son particularmente evidentes en la zona superior de la imagen. Una banda clara con dirección norte-sur en la porción inferior izquierda de la imagen es paralela a otra banda clara. Este paralelismo es debido probablemente a una falla. La existencia de dos zonas circulares claras en la zona central superior de la imagen pueden ser las cicatrices de viejos cráteres de impacto que han sido borrados por el flujo de material cristalizado.
(© Calvin J. Hamilton)

Creciente de Ganímedes
Esta bella imagen del creciente de Ganímedes fue realizada por el Voyager 1 el 6 de Marzo de 1979.
(© Calvin J. Hamilton)

Mapa de Temperaturas de Ganímedes
Este mapa muestra las temperaturas de la mayor parte de la superficie de Ganímedes realizado a partir de los datos registrados por el Fotopolarímetro/Radiometro (FPR) el 26 de Junio de 1996 a medida que Galileo se aproximaba al lado iluminado de la luna. Las barras de color representan el rango de temperaturas de estos datos, siendo el rojo oscuro la más fría y el blanco la más caliente. Esto es similar a la predicción de temperaturas que se pueden ver en los informativos de la tarde y en algunos periódicos. La diferencia entre este mapa y uno de la Tierra es que el FPR mide la temperatura de la superficie (el suelo), y no la temperatura del aire. Ganímedes es mucho más frío que la Tierra, con temperaturas diurnas que varían a lo largo de su superficie desde los 90 a los 160 grados Kelvin (de -297 a -171 grados Fahrenheit). Júpiter y sus lunas reciben menos de 1/30 de la cantidad de luz que llega a la Tierra, y además Ganímedes no posee una atmósfera que pueda atrapar el calor. El día de Ganímedes se prolonga más de 7 días terrestres, el mismo tiempo que tarda en describir una órbita alrededor de Júpiter.