Calisto (luna)
La segunda luna más grande de Júpiter

Calisto
Calisto fotografiada en colores aproximadamente reales por la sonda espacial Voyager 2 , julio de 1979
Descubrimiento
Descubierto porGalileo Galilei
Simón Mario
Fecha de descubrimiento7 de enero de 1610 [1]
Designaciones
Pronunciación/ k ə ˈ l ɪ s t oʊ / ( kə- LISTA -oh )[2]
Llamado en honor a
El kallistō
Júpiter IV
AdjetivosCalistoano / ˌ k æ l ɪ ˈ s t oʊ . ə n / ( KAL -iss- TOH -ən )
etc. (ver texto)
Características orbitales
Periapsis1.869.000 kilómetros [a]
Apoápsis1.897.000 kilómetros [b]
1.882.700 kilómetros [3]
Excentricidad0,0074 [3]
16.6890184  días [3]
8,204 kilómetros por segundo
Inclinación2,017° (a la eclíptica ) 0,192° (a los planos
locales de Laplace ) [3]
Satélite deJúpiter
GrupoLuna galileana
Características físicas
2.410,3 ± 1,5 km (0,378 Tierras) [4]
7,30 × 10 7  km 2 (0,143 Tierras) [c]
Volumen5,9 × 10 10  km 3 (0,0541 Tierras) [d]
Masa(1,075938 ± 0,000137) × 10 23  kg (0,018 Tierras) [4]
Densidad media
1,8344 ± 0,0034 g/cm 3 (0,333 Tierras) [4]
1,235  m/s2 ( 0,126 g ) [e]
0,3549 ± 0,0042 [5]
2,441 kilómetros por segundo [f]
sincrónico [4]
<1° [6] (al ecuador de Júpiter)
Ascensión recta del polo norte
268,72° [6]
Declinación del polo norte
64,83° [6]
Albedo0,22 (geométrico) [7]
Temperatura de la superficie .mín.significarmáximo
K [7]80 ± 5134 ± 11165 ± 5
5.65 ( oposición ) [8]
Atmósfera
Presión superficial
0,75 μPa (7,40 × 10 −12  atm) [9]
Composición por volumen≈4 × 10 8  moléculas/cm 3 de dióxido de carbono ; [9]
hasta2 × 10 10  moléculas/cm 3 de oxígeno molecular (O 2 ) [10]

Calisto ( / k ə ˈ l ɪ s t oʊ / k ə- LIST -oh ), o Júpiter IV , es la segunda luna más grande de Júpiter , después de Ganimedes . En el Sistema Solar es la tercera luna más grande después de Ganimedes y la luna más grande de Saturno , Titán , y casi tan grande como el planeta más pequeño, Mercurio . Calisto tiene un diámetro de4.821 km , aproximadamente un tercio más grande que la Luna de la Tierra y orbita Júpiter en promedio a una distancia de1.883.000 km , lo que supone unas seis veces más que la Luna en órbita alrededor de la Tierra. Es la más exterior de las cuatro grandes lunas galileanas de Júpiter, [3] que fueron descubiertas en 1610 con uno de los primeros telescopios , siendo visibles desde la Tierra con binoculares comunes .

La superficie de Calisto es la más antigua y con más cráteres del Sistema Solar. [11] Su superficie está completamente cubierta de cráteres de impacto. [12] No muestra ninguna señal de procesos subterráneos como tectónica de placas o vulcanismo , sin signos de que haya ocurrido alguna vez actividad geológica en general, y se cree que evolucionó predominantemente bajo la influencia de impactos . [13] Las características superficiales prominentes incluyen estructuras de múltiples anillos , cráteres de impacto de diversas formas y cadenas de cráteres ( catenas ) y escarpes , crestas y depósitos asociados. [13] A pequeña escala, la superficie es variada y está formada por pequeños y brillantes depósitos de escarcha en las puntas de los puntos altos, rodeados por una capa baja y lisa de material oscuro. [7] Se cree que esto es el resultado de la degradación impulsada por la sublimación de pequeñas formas del terreno , que se ve respaldada por el déficit general de pequeños cráteres de impacto y la presencia de numerosos pequeños montículos, considerados sus restos. [14] No se conocen las edades absolutas de las formas del relieve. Calisto está compuesta por cantidades aproximadamente iguales de roca y hielo , con una densidad de aproximadamente1,83 g/cm 3 , la densidad y gravedad superficial más bajas de las principales lunas de Júpiter. Los compuestos detectados espectroscópicamente en la superficie incluyen hielo de agua , [15] dióxido de carbono , silicatos y compuestos orgánicos . La investigación de la nave espacial Galileo reveló que Calisto puede tener un pequeño núcleo de silicato y posiblemente un océano subterráneo de agua líquida [15] a profundidades mayores que100 kilómetros . [16] [17]

No está en una resonancia orbital como los otros tres satélites galileanos ( Ío , Europa y Ganímedes ) y, por lo tanto, no se calienta de manera apreciable por las mareas . [18] La rotación de Calisto está bloqueada por las mareas a su órbita alrededor de Júpiter, de modo que siempre mira en la misma dirección, lo que hace que Júpiter parezca colgar directamente sobre su lado cercano. Se ve menos afectado por la magnetosfera de Júpiter que los otros satélites interiores debido a su órbita más remota, ubicada justo fuera del cinturón de radiación principal de Júpiter. [19] [20] Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente delgada compuesta de dióxido de carbono [9] y probablemente oxígeno molecular , [10] así como por una ionosfera bastante intensa . [21] Se cree que Calisto se formó por acreción lenta del disco de gas y polvo que rodeó a Júpiter después de su formación. [22] La acreción gradual de Calisto y la falta de calentamiento por mareas significaron que no había suficiente calor disponible para una diferenciación rápida . La convección lenta en el interior de Calisto, que comenzó poco después de su formación, condujo a una diferenciación parcial y posiblemente a la formación de un océano subterráneo a una profundidad de 100 a 150 km y un pequeño núcleo rocoso . [23]

La probable presencia de un océano en Calisto deja abierta la posibilidad de que pueda albergar vida . Sin embargo, se cree que las condiciones son menos favorables que en la cercana Europa . [24] Varias sondas espaciales, desde las Pioneer 10 y 11 hasta Galileo y Cassini, han estudiado Calisto. Debido a sus bajos niveles de radiación , Calisto ha sido considerada durante mucho tiempo como la base más adecuada para posibles futuras misiones tripuladas para estudiar el sistema joviano. [25]

Historia

Descubrimiento

Calisto fue descubierta independientemente por Simon Marius y Galileo Galilei en 1610, junto con las otras tres grandes lunas jovianas: Ganimedes , Ío y Europa . [1]

Nombre

Calisto, como todas las lunas de Júpiter, recibe su nombre de una de las muchas amantes de Zeus u otras parejas sexuales en la mitología griega . Calisto era una ninfa (o, según algunas fuentes, la hija de Licaón ) que estaba asociada con la diosa de la caza, Artemisa . [26] El nombre fue sugerido por Simón Mario poco después del descubrimiento de Calisto. [27] Marius atribuyó la sugerencia a Johannes Kepler . [26]

Los poetas censuran mucho a Júpiter por sus amores irregulares. Se mencionan especialmente tres doncellas que fueron cortejadas clandestinamente por Júpiter con éxito: Ío, hija del río Ínaco, Calisto de Licaón, Europa de Agenor. Luego estaba Ganimedes, el hermoso hijo del rey Tros, a quien Júpiter, habiendo tomado la forma de un águila, transportó al cielo sobre su espalda, como cuentan fabulosamente los poetas... Creo, por tanto, que no habré obrado mal si llamo a la Primera Ío, a la Segunda Europa, a la Tercera, por la majestuosidad de su luz, Ganimedes, a la Cuarta Calisto... [28] [29]

Sin embargo, los nombres de los satélites galileanos cayeron en desuso durante un tiempo considerable y no se volvieron a utilizar de forma habitual hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica anterior, se hace referencia a Calisto por su designación en números romanos, un sistema introducido por Galileo, como Júpiter IV o como "el cuarto satélite de Júpiter". [30]

No existe una forma adjetival establecida en inglés para el nombre. La forma adjetival del griego Καλλιστῴ Kallistōi es Καλλιστῴος Kallistōi-os , de la que se podría esperar el latín Callistōius y el inglés *Callistóian (con 5 sílabas), paralelo a Sapphóian (4 sílabas) para Sapphō i [31] y Letóian para Lētō i . [32] Sin embargo, el subíndice iota a menudo se omite en dichos nombres griegos (cf. Inóan [33] de Īnō i [34] y Argóan [35] de Argō i [36] ), y de hecho se encuentra la forma análoga Callistoan . [37] [38] [39] En Virgilio, aparece una segunda raíz oblicua en latín: Callistōn-, [40] pero el calistoniano correspondiente rara vez ha aparecido en inglés. [41] También se ven formas ad hoc , como Calistan , [14] Callistian [42] y Callistean . [43] [44]

Órbita y rotación

Lunas galileanas alrededor de Júpiter  Júpiter  ·   Yo  ·   Europa  ·   Ganimedes  ·   Calisto
Calisto (abajo a la izquierda), Júpiter (arriba a la derecha) y Europa (debajo y a la izquierda de la Gran Mancha Roja de Júpiter ) vistas por Cassini–Huygens

Calisto es la más externa de las cuatro lunas galileanas de Júpiter. Orbita a una distancia de aproximadamente 1.880.000 km (26,3 veces el radio de 71.492 km del propio Júpiter). [3] Esta distancia es significativamente mayor que el radio orbital (1.070.000 km) del siguiente satélite galileano más cercano, Ganímedes. Como resultado de esta órbita relativamente distante, Calisto no participa en la resonancia de movimiento medio (en la que están bloqueados los tres satélites galileanos interiores) y probablemente nunca lo haya hecho. [18] Se espera que Calisto sea capturada en la resonancia en aproximadamente 1.500 millones de años, completando la cadena 1:2:4:8. [45]

Al igual que la mayoría de las otras lunas planetarias regulares, la rotación de Calisto está bloqueada para ser sincrónica con su órbita. [4] La duración del día de Calisto, simultáneamente su período orbital , es de aproximadamente 16,7 días terrestres. Su órbita es muy ligeramente excéntrica e inclinada respecto al ecuador joviano , con la excentricidad y la inclinación cambiando casi periódicamente debido a las perturbaciones gravitacionales solares y planetarias en una escala de tiempo de siglos. Los rangos de cambio son 0,0072–0,0076 y 0,20–0,60°, respectivamente. [18] Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre los ejes de rotación y orbital) varíe entre 0,4 y 1,6°. [46]

El aislamiento dinámico de Calisto significa que nunca ha sido apreciablemente calentada por mareas , lo que tiene consecuencias importantes para su estructura interna y evolución . [47] Su distancia de Júpiter también significa que el flujo de partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter en su superficie es relativamente bajo, unas 300 veces menor que, por ejemplo, el de Europa . Por lo tanto, a diferencia de las otras lunas galileanas, la irradiación de partículas cargadas ha tenido un efecto relativamente menor en la superficie de Calisto. [19] El nivel de radiación en la superficie de Calisto es equivalente a una dosis de aproximadamente 0,01 rem (0,1 mSv ) por día, que es un poco más de diez veces mayor que la radiación de fondo promedio de la Tierra, [48] [49] pero menor que en la órbita terrestre baja o en Marte .

Características físicas

Composición

Comparación del tamaño de la Tierra , la Luna y Calisto
Espectros de infrarrojo cercano de llanuras oscuras llenas de cráteres (rojo) y la estructura de impacto de Asgard (azul), que muestran la presencia de más hielo de agua ( bandas de absorción de 1 a 2 μm ) [50] y menos material rocoso dentro de Asgard.

La densidad media de Calisto, 1,83 g/cm 3 , [4] sugiere una composición de partes aproximadamente iguales de material rocoso y hielo de agua , con algunos hielos volátiles adicionales como el amoníaco . [16] La fracción de masa de los hielos es del 49-55%. [16] [23] No se conoce la composición exacta del componente rocoso de Calisto , pero probablemente esté cerca de la composición de las condritas ordinarias de tipo L/LL , [16] que se caracterizan por menos hierro total , menos hierro metálico y más óxido de hierro que las condritas H. La relación de peso de hierro a silicio es de 0,9-1,3 en Calisto, mientras que la relación solar es de alrededor de 1:8. [16]

La superficie de Calisto tiene un albedo de alrededor del 20%. [7] Se cree que la composición de su superficie es muy similar a su composición en su conjunto. La espectroscopia de infrarrojo cercano ha revelado la presencia de bandas de absorción de hielo de agua en longitudes de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 micrómetros. [7] El hielo de agua parece ser omnipresente en la superficie de Calisto, con una fracción de masa del 25-50%. [17] El análisis de los espectros de infrarrojo cercano y ultravioleta de alta resolución obtenidos por la nave espacial Galileo y desde tierra ha revelado varios materiales distintos del hielo: silicatos hidratados que contienen magnesio y hierro , [7] dióxido de carbono , [51] dióxido de azufre , [52] y posiblemente amoníaco y varios compuestos orgánicos . [17] [7] Los datos espectrales indican que la superficie de Calisto es extremadamente heterogénea a pequeña escala. Pequeños parches brillantes de hielo de agua pura se entremezclan con parches de una mezcla de roca y hielo y áreas oscuras extendidas hechas de un material que no es hielo. [7] [13]

La superficie de Calisto es asimétrica: el hemisferio delantero [g] es más oscuro que el trasero. Esto es diferente de otros satélites galileanos , donde ocurre lo contrario. [7] El hemisferio trasero [g] de Calisto parece estar enriquecido en dióxido de carbono , mientras que el hemisferio delantero tiene más dióxido de azufre . [53] Muchos cráteres de impacto recientes como Lofn también muestran enriquecimiento en dióxido de carbono. [53] En general, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, puede ser cercana a la observada en asteroides de tipo D , [13] cuyas superficies están hechas de material carbonoso .

Estructura interna

Modelo de la estructura interna de Calisto que muestra una capa de hielo en la superficie, una posible capa de agua líquida y un interior de hielo y roca.

La maltratada superficie de Calisto se encuentra sobre una litosfera fría, rígida y helada que tiene entre 80 y 150 km de espesor. [16] [23] Un océano salado de 150 a 200 km de profundidad puede estar debajo de la corteza , [16] [23] indicado por estudios de los campos magnéticos alrededor de Júpiter y sus lunas. [54] [55] Se encontró que Calisto responde al campo magnético de fondo variable de Júpiter como una esfera perfectamente conductora ; es decir, el campo no puede penetrar dentro de Calisto, lo que sugiere una capa de fluido altamente conductor dentro de él con un espesor de al menos 10 km. [55] La existencia de un océano es más probable si el agua contiene una pequeña cantidad de amoníaco u otro anticongelante , hasta un 5% en peso. [23] En este caso, la capa de agua + hielo puede tener un espesor de hasta 250 a 300 km. [16] A falta de océano, la litosfera helada puede ser algo más gruesa, hasta unos 300 km.

Debajo de la litosfera y el supuesto océano, el interior de Calisto no parece ser ni completamente uniforme ni particularmente variable. Los datos del orbitador Galileo [4] (especialmente el momento de inercia adimensional [h] —0,3549 ± 0,0042— determinado durante sobrevuelos cercanos) sugieren que, si Calisto está en equilibrio hidrostático , su interior está compuesto de rocas comprimidas y hielos , y la cantidad de roca aumenta con la profundidad debido al asentamiento parcial de sus constituyentes. [16] [56] En otras palabras, Calisto puede estar solo parcialmente diferenciada . La densidad y el momento de inercia para una Calisto en equilibrio son compatibles con la existencia de un pequeño núcleo de silicato en el centro de Calisto. El radio de dicho núcleo no puede superar los 600 km, y la densidad puede estar entre 3,1 y 3,6 g/cm 3 . [4] [16] En este caso, el interior de Calisto estaría en marcado contraste con el de Ganimedes , que parece estar completamente diferenciado. [17] [57]

Sin embargo, un nuevo análisis de los datos de Galileo realizado en 2011 sugiere que Calisto no está en equilibrio hidrostático. [58] En ese caso, los datos de gravedad pueden ser más consistentes con una Calisto más completamente diferenciada con un núcleo de silicato hidratado. [59]

Características de la superficie

Imagen de Galileo de llanuras llenas de cráteres, que ilustra el suavizado local generalizado de la superficie de Calisto

La antigua superficie de Calisto es una de las más craterizadas del Sistema Solar. [60] De hecho, la densidad de cráteres está cerca de la saturación: cualquier cráter nuevo tenderá a borrar uno más antiguo. La geología a gran escala es relativamente simple; en Calisto no hay grandes montañas, volcanes u otras características tectónicas endógenas . [61] Los cráteres de impacto y las estructuras multianulares, junto con las fracturas , escarpes y depósitos asociados , son las únicas características grandes que se encuentran en la superficie. [13] [61]

La superficie de Calisto se puede dividir en varias partes geológicamente diferentes: llanuras craterizadas, llanuras claras, llanuras lisas brillantes y oscuras, y varias unidades asociadas con estructuras particulares de múltiples anillos y cráteres de impacto. [13] [61] Las llanuras craterizadas constituyen la mayor parte de la superficie y representan la litosfera antigua, una mezcla de hielo y material rocoso. Las llanuras claras incluyen cráteres de impacto brillantes como Burr y Lofn , así como los restos borrados de antiguos cráteres grandes llamados palimpsestos , [i] las partes centrales de estructuras de múltiples anillos y parches aislados en las llanuras craterizadas. [13] Se cree que estas llanuras claras son depósitos de impacto helados. Las llanuras brillantes y suaves constituyen una pequeña fracción de la superficie de Calisto y se encuentran en las zonas de crestas y valles de las formaciones Valhalla y Asgard y como puntos aislados en las llanuras craterizadas. Se pensaba que estaban relacionadas con la actividad endógena, pero las imágenes de alta resolución de Galileo mostraron que las llanuras brillantes y lisas se correlacionan con un terreno muy fracturado y lleno de protuberancias y no muestran signos de resurgimiento. [13] Las imágenes de Galileo también revelaron áreas pequeñas, oscuras y lisas con una cobertura general de menos de 10 000 km 2 , que parecen encapsular [j] el terreno circundante. Es posible que sean depósitos criovolcánicos . [13] Tanto las llanuras claras como las diversas llanuras lisas son algo más jóvenes y menos craterizadas que las llanuras craterizadas de fondo. [13] [62]

Cráter de impacto Hár con una cúpula central. Cadenas de cráteres secundarios de la formación del cráter más reciente Tindr en la parte superior derecha atraviesan el terreno.

Los diámetros de los cráteres de impacto observados varían de 0,1 km (un límite definido por la resolución de la imagen ) a más de 100 km, sin contar las estructuras de múltiples anillos. [13] Los cráteres pequeños, con diámetros inferiores a 5 km, tienen formas simples de cuenco o de fondo plano. Los de 5 a 40 km de ancho suelen tener un pico central. Las características de impacto más grandes, con diámetros en el rango de 25 a 100 km, tienen fosas centrales en lugar de picos, como el cráter Tindr . [13] Los cráteres más grandes con diámetros de más de 60 km pueden tener domos centrales, que se cree que son el resultado de la elevación tectónica central después de un impacto; [13] los ejemplos incluyen los cráteres Doh y Hár . Un pequeño número de cráteres de impacto muy grandes (más de 100 km de diámetro) y brillantes muestran una geometría de domo anómala. Estos son inusualmente poco profundos y pueden ser una forma de relieve de transición a las estructuras de múltiples anillos, como en el caso de la característica de impacto de Lofn . [13] Los cráteres de Calisto son generalmente más superficiales que los de la Luna .

Imagen de la Voyager 1 de Valhalla , una estructura de impacto de múltiples anillos de 3.800 km de diámetro

Las mayores características de impacto en la superficie de Calisto son cuencas de múltiples anillos. [13] [61] Dos son enormes. Valhalla es la más grande, con una región central brillante de 600 km de diámetro y anillos que se extienden hasta 1.800 km desde el centro (véase la figura). [63] La segunda más grande es Asgard , que mide unos 1.600 km de diámetro. [63] Las estructuras de múltiples anillos probablemente se originaron como resultado de una fractura concéntrica posterior al impacto de la litosfera que se encuentra sobre una capa de material blando o líquido, posiblemente un océano. [37] Las catenas (por ejemplo, Gomul Catena ) son largas cadenas de cráteres de impacto alineados en líneas rectas a lo largo de la superficie. Probablemente fueron creadas por objetos que fueron interrumpidos por las mareas al pasar cerca de Júpiter antes del impacto en Calisto, o por impactos muy oblicuos. [13] Un ejemplo histórico de una interrupción fue el cometa Shoemaker-Levy 9 .

Como se mencionó anteriormente, en la superficie de Calisto se encuentran pequeños parches de hielo de agua pura con un albedo de hasta el 80%, rodeados de material mucho más oscuro. [7] Las imágenes de alta resolución de Galileo mostraron que los parches brillantes se ubicaban predominantemente en características elevadas de la superficie: bordes de cráteres , escarpes , crestas y protuberancias. [7] Es probable que sean delgados depósitos de escarcha de agua . El material oscuro generalmente se encuentra en las tierras bajas que rodean y cubren las características brillantes y parece ser liso. A menudo forma parches de hasta 5 km de ancho dentro de los pisos de los cráteres y en las depresiones entre cráteres. [7]

En el lado derecho del fondo de los dos grandes cráteres de la derecha se pueden ver dos deslizamientos de tierra de entre 3 y 3,5 km de longitud.

En una escala subkilómetro, la superficie de Calisto está más degradada que las superficies de otras lunas galileanas heladas . [7] Por lo general, hay un déficit de pequeños cráteres de impacto con diámetros inferiores a 1 km en comparación con, por ejemplo, las llanuras oscuras de Ganímedes . [13] En lugar de pequeños cráteres, las características superficiales casi ubicuas son pequeños montículos y hoyos. [7] Se cree que los montículos representan restos de bordes de cráteres degradados por un proceso aún incierto. [14] El proceso candidato más probable es la sublimación lenta del hielo, que es posible gracias a una temperatura de hasta 165  K , alcanzada en un punto subsolar. [7] Tal sublimación de agua u otros volátiles del hielo sucio que es el lecho rocoso causa su descomposición. Los restos que no son hielo forman avalanchas de escombros que descienden de las laderas de las paredes del cráter. [14] Estas avalanchas se observan a menudo cerca y dentro de cráteres de impacto y se denominan "delantales de escombros". [7] [13] [14] A veces, las paredes de los cráteres están cortadas por incisiones sinuosas similares a valles llamadas "barrancos", que se parecen a ciertas características de la superficie marciana . [7] En la hipótesis de la sublimación del hielo, el material oscuro de baja altura se interpreta como un manto de escombros principalmente no helados, que se originaron a partir de los bordes degradados de los cráteres y han cubierto un lecho de roca predominantemente helado.

Las edades relativas de las diferentes unidades de superficie de Calisto se pueden determinar a partir de la densidad de cráteres de impacto en ellas. Cuanto más antigua es la superficie, más densa es la población de cráteres. [64] No se ha llevado a cabo una datación absoluta, pero basándose en consideraciones teóricas, se cree que las llanuras craterizadas tienen unos 4.500  millones de años, remontándose casi a la formación del Sistema Solar . Las edades de las estructuras multianillos y de los cráteres de impacto dependen de las tasas de craterización de fondo elegidas y diferentes autores estiman que varían entre 1 y 4.000 millones de años. [13] [60]

Atmósfera y ionosfera

Campo magnético inducido alrededor de Calisto

Calisto tiene una atmósfera muy tenue compuesta de dióxido de carbono [9] y probablemente oxígeno. Fue detectada por el Espectrómetro de Cartografía de Infrarrojo Cercano (NIMS)  de Galileo a partir de su característica de absorción cerca de la longitud de onda de 4,2 micrómetros . La presión superficial se estima en 7,5 picobar (0,75 μPa ) y la densidad de partículas 4 × 10 8  cm −3 . Debido a que una atmósfera tan delgada se perdería en solo unos cuatro años (ver escape atmosférico ) , debe reponerse constantemente, posiblemente por sublimación lenta del hielo de dióxido de carbono de la corteza helada de Calisto, [9] lo que sería compatible con la hipótesis de sublimación-degradación para la formación de los montículos superficiales.

La ionosfera de Calisto fue detectada por primera vez durante los sobrevuelos de Galileo ; [21] su alta densidad electrónica de 7–17 × 10 4  cm −3 no puede explicarse únicamente por la fotoionización del dióxido de carbono atmosférico . Por lo tanto, se sospecha que la atmósfera de Calisto está en realidad dominada por oxígeno molecular (en cantidades 10–100 veces mayores que el CO
2). [10] Sin embargo, todavía no se ha detectado oxígeno directamente en la atmósfera de Calisto. Las observaciones con el telescopio espacial Hubble (HST) establecieron un límite superior a su posible concentración en la atmósfera, basado en la falta de detección, que aún es compatible con las mediciones ionosféricas. [65] Al mismo tiempo, el HST pudo detectar oxígeno condensado atrapado en la superficie de Calisto. [66]

También se ha detectado hidrógeno atómico en la atmósfera de Calisto mediante un análisis reciente de los datos del telescopio espacial Hubble de 2001. [67] Se volvieron a examinar las imágenes espectrales tomadas el 15 y el 24 de diciembre de 2001, que revelaron una débil señal de luz dispersa que indica una corona de hidrógeno. El brillo observado de la luz solar dispersa en la corona de hidrógeno de Calisto es aproximadamente dos veces mayor cuando se observa el hemisferio delantero. Esta asimetría puede tener su origen en una abundancia de hidrógeno diferente tanto en el hemisferio delantero como en el trasero. Sin embargo, es probable que esta diferencia hemisférica en el brillo de la corona de hidrógeno de Calisto se origine en la extinción de la señal en la geocorona de la Tierra , que es mayor cuando se observa el hemisferio trasero. [68]

La atmósfera de Calisto ha sido modelada para comprender mejor el impacto de las interacciones moleculares por colisión. [69] Los investigadores utilizaron un método cinético para modelar las colisiones entre los elementos constituyentes de la atmósfera de Calisto (dióxido de carbono, oxígeno molecular e hidrógeno molecular). El modelado tuvo en cuenta la desorción térmica de estos compuestos debido a la exposición solar y las variaciones resultantes de temperatura en la superficie. La simulación mostró que la densidad de la atmósfera de Calisto podría explicarse por el atrapamiento de hidrógeno por los gases más pesados, dióxido de carbono y oxígeno. El modelo muestra cómo las interacciones cinéticas entre moléculas afectan a la atmósfera, aunque tiene limitaciones en términos de las variables consideradas. Las densidades simuladas se correlacionan con los umbrales esperados para la detección experimental. [70] [71]

Origen y evolución

La diferenciación parcial de Calisto (inferida, por ejemplo, a partir de mediciones del momento de inercia) significa que nunca se ha calentado lo suficiente como para fundir su componente de hielo. [23] Por lo tanto, el modelo más favorable de su formación es una acreción lenta en la subnebulosa joviana de baja densidad , un disco de gas y polvo que existía alrededor de Júpiter después de su formación. [22] Una etapa de acreción tan prolongada permitiría que el enfriamiento se mantuviera en gran medida al ritmo de la acumulación de calor causada por los impactos, la desintegración radiactiva y la contracción, evitando así la fusión y la diferenciación rápida. [ 22] La escala de tiempo permisible para la formación de Calisto se encuentra entonces en el rango de 0,1 millones a 10 millones de años. [22]

Vistas de protuberancias de hielo erosionadas (arriba) y mayormente erosionadas (abajo) (~100 m de altura), posiblemente formadas a partir de la eyección de un antiguo impacto.

La evolución posterior de Calisto después de la acreción estuvo determinada por el equilibrio del calentamiento radiactivo , el enfriamiento a través de la conducción térmica cerca de la superficie y la convección en estado sólido o subsolidus en el interior. [47] Los detalles de la convección subsolidus en el hielo son la principal fuente de incertidumbre en los modelos de todas las lunas heladas . Se sabe que se desarrolla cuando la temperatura está suficientemente cerca del punto de fusión , debido a la dependencia de la temperatura de la viscosidad del hielo . [72] La convección subsolidus en cuerpos helados es un proceso lento con movimientos de hielo del orden de 1 centímetro por año, pero es, de hecho, un mecanismo de enfriamiento muy efectivo en escalas de tiempo largas. [72] Se cree que procede en el llamado régimen de tapa estancada, donde una capa exterior rígida y fría de Calisto conduce el calor sin convección, mientras que el hielo debajo de ella convecta en el régimen subsolidus. [23] [72] Para Calisto, la capa conductora externa corresponde a la litosfera fría y rígida con un espesor de unos 100 km. Su presencia explicaría la falta de signos de actividad endógena en la superficie de Calisto. [72] [73] La convección en las partes interiores de Calisto puede ser estratificada, porque bajo las altas presiones que se encuentran allí, el hielo de agua existe en diferentes fases cristalinas comenzando desde el hielo I en la superficie hasta el hielo VII en el centro. [47] El inicio temprano de la convección subsolidus en el interior de Calisto podría haber evitado el derretimiento del hielo a gran escala y cualquier diferenciación resultante que de otro modo habría formado un gran núcleo rocoso y un manto helado . Sin embargo, debido al proceso de convección, la separación y diferenciación muy lenta y parcial de rocas y hielos dentro de Calisto ha estado ocurriendo en escalas de tiempo de miles de millones de años y puede continuar hasta el día de hoy. [73]

El conocimiento actual sobre la evolución de Calisto permite suponer la existencia de una capa u "océano" de agua líquida en su interior, lo que está relacionado con el comportamiento anómalo de la temperatura de fusión de la fase I del hielo, que disminuye con la presión , alcanzando temperaturas tan bajas como 251 K a 2070 bar (207  MPa ). [23] En todos los modelos realistas de Calisto, la temperatura en la capa entre 100 y 200 km de profundidad está muy cerca, o supera ligeramente, esta temperatura de fusión anómala. [47] [72] [73] La presencia de cantidades incluso pequeñas de amoníaco —alrededor del 1-2% en peso— casi garantiza la existencia del líquido, porque el amoníaco reduciría aún más la temperatura de fusión. [23]

Aunque Calisto es muy similar en propiedades a Ganimedes , aparentemente tuvo una historia geológica mucho más simple . La superficie parece haber sido moldeada principalmente por impactos y otras fuerzas exógenas . [13] A diferencia de su vecina Ganimedes con su terreno acanalado, hay poca evidencia de actividad tectónica . [17] Las explicaciones que se han propuesto para los contrastes en el calentamiento interno y la consecuente diferenciación y actividad geológica entre Calisto y Ganimedes incluyen diferencias en las condiciones de formación, [74] el mayor calentamiento por mareas experimentado por Ganimedes, [75] y los impactos más numerosos y enérgicos que habría sufrido Ganimedes durante el Bombardeo Pesado Tardío . [76] [77] [78] La historia geológica relativamente simple de Calisto proporciona a los científicos planetarios un punto de referencia para la comparación con otros mundos más activos y complejos. [17]

Habitabilidad

Se especula que podría haber vida en el océano subterráneo de Calisto. Al igual que Europa y Ganimedes , así como las lunas de Saturno Encélado , Dione y Titán y la luna de Neptuno Tritón , [79] un posible océano subterráneo podría estar compuesto de agua salada .

Es posible que los halófilos puedan prosperar en el océano. [80] Al igual que con Europa y Ganímedes , se ha planteado la idea de que pueden existir condiciones habitables e incluso vida microbiana extraterrestre en el océano salado bajo la superficie de Calisto. [24] Sin embargo, las condiciones ambientales necesarias para la vida parecen ser menos favorables en Calisto que en Europa. Las principales razones son la falta de contacto con material rocoso y el menor flujo de calor desde el interior de Calisto. [24] El océano de Calisto se calienta solo por desintegración radiactiva, mientras que el de Europa también se calienta por energía de las mareas, ya que está mucho más cerca de Júpiter. [80] Se cree que de todas las lunas de Júpiter, Europa tiene la mayor probabilidad de sustentar vida microbiana . [24] [81]

Exploración

Pasado

Los encuentros con Júpiter de las sondas Pioneer 10 y Pioneer 11 a principios de los años 70 aportaron poca información nueva sobre Calisto en comparación con lo que ya se sabía a partir de las observaciones desde la Tierra. [7] El verdadero avance se produjo más tarde con los sobrevuelos de las sondas Voyager 1 y Voyager 2 en 1979. Estas sondas captaron imágenes de más de la mitad de la superficie de Calisto con una resolución de 1 a 2 km y midieron con precisión su temperatura, masa y forma. [7] Una segunda ronda de exploración duró de 1994 a 2003, cuando la sonda espacial Galileo tuvo ocho encuentros cercanos con Calisto; el último sobrevuelo durante la órbita C30 en 2001 se acercó a 138 km de la superficie. La sonda Galileo completó la obtención de imágenes globales de la superficie y entregó una serie de fotografías con una resolución de hasta 15 metros de áreas seleccionadas de Calisto. [13] En 2000, la sonda Cassini , en camino a Saturno, adquirió espectros infrarrojos de alta calidad de los satélites galileanos, incluida Calisto. [51] En febrero-marzo de 2007, la sonda New Horizons, en camino a Plutón, obtuvo nuevas imágenes y espectros de Calisto. [82]

Exploración futura

Calisto recibirá la visita de tres naves espaciales en un futuro próximo.

El Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) de la Agencia Espacial Europea , que se lanzó el 14 de abril de 2023, realizará 21 sobrevuelos cercanos a Calisto entre 2031 y 2034. [83] [84]

La sonda Europa Clipper de la NASA , cuyo lanzamiento está previsto para octubre de 2024, realizará nueve sobrevuelos cercanos a Calisto a partir de 2030. [85]

Está previsto que la CNSA Tianwen-4 de China se lance a Júpiter alrededor de 2030 antes de entrar en órbita alrededor de Calisto. [86] [87] [88]

Propuestas antiguas

La Misión del Sistema Europa-Júpiter (EJSM) , propuesta para su lanzamiento en 2020, fue una propuesta conjunta de la NASA y la ESA para la exploración de las lunas de Júpiter . En febrero de 2009 se anunció que la ESA y la NASA habían dado prioridad a esta misión por delante de la Misión del Sistema Titán-Saturno . [89] En ese momento, la contribución de la ESA todavía se enfrentaba a la competencia de financiación de otros proyectos de la ESA. [90] La EJSM estaba formada por el orbitador Júpiter Europa dirigido por la NASA , el orbitador Júpiter Ganímedes dirigido por la ESA y, posiblemente, un orbitador magnetosférico de Júpiter dirigido por la JAXA .

Posible exploración y habitación tripulada

Impresión artística de una base en Calisto [91]

En 2003, la NASA llevó a cabo un estudio conceptual llamado Human Outer Planets Exploration (HOPE) sobre la futura exploración humana del Sistema Solar exterior . El objetivo elegido para estudiarlo en detalle fue Calisto. [25] [92]

El estudio propuso una posible base en la superficie de Calisto que produciría combustible para cohetes para una mayor exploración del Sistema Solar. [91] Las ventajas de una base en Calisto incluyen baja radiación (debido a su distancia de Júpiter) y estabilidad geológica. Una base de este tipo podría facilitar la exploración remota de Europa , o ser una ubicación ideal para una estación de paso en el sistema joviano que preste servicio a naves espaciales que se dirijan más hacia el Sistema Solar exterior, utilizando una asistencia gravitatoria de un sobrevuelo cercano de Júpiter después de salir de Calisto. [25]

En diciembre de 2003, la NASA informó que una misión tripulada a Calisto podría ser posible en la década de 2040. [93]

Véase también

Notas

  1. ^ La periapsis se deriva del semieje mayor ( a ) y la excentricidad ( e ): . a ( 1 − mi ) {\displaystyle a(1-e)}
  2. ^ La apoapsis se deriva del semieje mayor ( a ) y la excentricidad ( e ): . a ( 1 + mi ) {\displaystyle a(1+e)}
  3. ^ Área de superficie derivada del radio ( r ): . 4 π a 2 {\displaystyle 4\pi r^{2}}
  4. ^ Volumen derivado del radio ( r ): . 4 3 π a 3 {\displaystyle {\frac {4}{3}}\pi r^{3}}
  5. ^ Gravedad superficial derivada de la masa ( m ), la constante gravitacional ( G ) y el radio ( r ): . GRAMO metro a 2 {\displaystyle {\frac {Gm}{r^{2}}}}
  6. ^ Velocidad de escape derivada de la masa ( m ), la constante gravitacional ( G ) y el radio ( r ): . 2 GRAMO metro a {\displaystyle \textstyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}}
  7. ^ ab El hemisferio principal es el hemisferio que mira en la dirección del movimiento orbital; el hemisferio posterior mira en la dirección inversa.
  8. ^ El momento de inercia adimensional al que se hace referencia es , donde I es el momento de inercia, m la masa y r el radio máximo. Es 0,4 para un cuerpo esférico homogéneo, pero menor que 0,4 si la densidad aumenta con la profundidad. I / ( metro a 2 ) {\displaystyle I/(mr^{2})}
  9. ^ En el caso de los satélites helados, los palimpsestos se definen como características superficiales circulares brillantes, probablemente antiguos cráteres de impacto [13]
  10. ^ Encajar significa encerrar o proteger, como en una bahía .

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Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Calisto.
  • Perfil de Calisto en el sitio de exploración del sistema solar de la NASA
  • Página de Calisto en Los Nueve Planetas
  • Página de Calisto en Vistas del Sistema Solar
  • Base de datos del cráter de Calisto del Instituto Lunar y Planetario
  • Imágenes de Calisto en el Fotodiario Planetario del JPL
  • Película de la rotación de Calisto de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica
  • Mapa de Calisto con nombres de características del Planetary Photojournal
  • Nomenclatura de Calisto y mapa de Calisto con nombres de características de la página de nomenclatura planetaria del USGS
  • Imágenes en 3D y vídeos de sobrevuelo de Calisto y otros satélites del sistema solar exterior de Paul Schenk
  • Google Callisto 3D, mapa interactivo de la luna
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