Calisto (luna) -Callisto (moon)
.jpg) Calisto fotografiada en color verdadero por la nave espacial Voyager 2 el 8 de julio de 1979. La imagen está compuesta por canales de color naranja, verde y azul .
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| Descubrimiento | |||||||||
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| Descubierto por | Galileo Galilei | ||||||||
| Fecha de descubrimiento | 7 de enero de 1610 | ||||||||
| Designaciones | |||||||||
| Pronunciación | / k ə l ɪ s t oʊ / _ | ||||||||
Lleva el nombre de |
Καλλιστώ Kallistō | ||||||||
| Júpiter IV | |||||||||
| adjetivos | Calistoano / ˌ k æ l ɪ ˈ s t oʊ . ə n / etc. (ver texto) |
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| Características orbitales | |||||||||
| Periapsis | 1 869 000 kilometros | ||||||||
| apoapsis | 1 897 000 kilometros | ||||||||
| 1 882 700 kilometros | |||||||||
| Excentricidad | 0.0074 | ||||||||
| 16.689 0184 d | |||||||||
Velocidad orbital media
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8,204 km/s | ||||||||
| Inclinación | 2.017° (a la eclíptica ) 0.192° (a los planos locales de Laplace ) |
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| Satélite de | Júpiter | ||||||||
| Grupo | luna galileana | ||||||||
| Características físicas | |||||||||
Radio medio |
2 410,3 ± 1,5 km ( 0,378 Tierras) | ||||||||
| 7,30 × 10 7 km 2 (0,143 Tierras) | |||||||||
| Volumen | 5,9 × 10 10 km 3 (0,0541 Tierras) | ||||||||
| Masa | (1.075 938 ± 0.000 137 ) × 10 23 kg (0.018 Tierras) (1.463 Lunas) (0.168 Martes) | ||||||||
Densidad media
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1,8344 ± 0,0034 g/cm 3 (0,333 Tierras) | ||||||||
| 1,235 m/s2 ( 0,126 g ) | |||||||||
| 0,3549 ± 0,0042 | |||||||||
| 2,441 km/s | |||||||||
| sincrónico | |||||||||
| cero | |||||||||
| Albedo | 0,22 (geométrico) | ||||||||
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| 5.65 ( oposición ) | |||||||||
| Atmósfera | |||||||||
Presión superficial
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0,75 μPa (7,40 × 10 −12 atm) | ||||||||
| Composición por volumen | ≈4 × 10 8 moléculas/cm 3 de dióxido de carbono ; hasta2 × 10 10 moléculas/cm 3 oxígeno molecular (O 2 ) |
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Calisto ( / k ə ˈ l ɪ s t oʊ / ), o Júpiter IV , es la segunda luna más grande de Júpiter , después de Ganímedes . Es la tercera luna más grande del Sistema Solar después de Ganímedes y Titán , la luna más grande de Saturno , y el objeto más grande del Sistema Solar que puede no diferenciarse adecuadamente . Calisto fue descubierta en 1610 por Galileo Galilei . con un diametro deCon 4821 km , Calisto tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta Mercurio , pero solo alrededor de un tercio de su masa. Es la cuarta luna galileana de Júpiter por distancia, con un radio orbital de aproximadamente1 883 000 kilómetros . No está en una resonancia orbital como los otros tres satélites galileanos ( Io , Europa y Ganímedes ) y, por lo tanto, no se calienta apreciablemente por las mareas . La rotación de Calisto está bloqueada por mareas en su órbita alrededor de Júpiter, de modo que el mismo hemisferio siempre mira hacia adentro. Debido a esto, hay un punto subjoviano en la superficie de Calisto, desde el cual Júpiter parecería colgar directamente sobre su cabeza. 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 principal de radiación de Júpiter.
Calisto se compone de cantidades aproximadamente iguales de roca y hielo , con una densidad de aproximadamente1,83 g/cm 3 , la densidad y la gravedad superficial más bajas de las principales lunas de Júpiter. Los compuestos detectados espectroscópicamente en la superficie incluyen hielo de agua , dióxido de carbono , silicatos y compuestos orgánicos . La investigación realizada por la nave espacial Galileo reveló que Callisto puede tener un pequeño núcleo de silicato y posiblemente un océano subterráneo de agua líquida a profundidades superiores a100 kilómetros
La superficie de Calisto es el objeto más antiguo y con más cráteres del Sistema Solar. Su superficie está completamente cubierta de cráteres de impacto. No muestra ninguna firma de procesos del subsuelo como placas tectónicas o vulcanismo , sin signos de actividad geológica en general, y se cree que ha evolucionado predominantemente bajo la influencia de impactos . Las características prominentes de la superficie incluyen estructuras de anillos múltiples , cráteres de impacto de diversas formas y cadenas de cráteres ( catenas ) y escarpes , crestas y depósitos asociados . A pequeña escala, la superficie es variada y está formada por pequeños depósitos de escarcha brillantes en las puntas de los puntos altos, rodeados por un manto suave y bajo de material oscuro. Se cree que esto es el resultado de la degradación impulsada por la sublimación de pequeños accidentes geográficos , que se sustenta en el déficit general de pequeños cráteres de impacto y la presencia de numerosas protuberancias pequeñas, que se consideran sus restos. Las edades absolutas de los accidentes geográficos no se conocen.
Calisto está rodeada por una atmósfera extremadamente delgada compuesta de dióxido de carbono y probablemente oxígeno molecular , así como por una ionosfera bastante intensa . Se cree que Calisto se formó por acumulación lenta del disco de gas y polvo que rodeaba a Júpiter después de su formación. La acumulación gradual de Calisto y la falta de calentamiento por marea significaron que no había suficiente calor disponible para una diferenciación rápida . La convección lenta en el interior de Calisto, que comenzó poco después de la 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 .
La probable presencia de un océano dentro de 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 . Varias sondas espaciales, desde Pioneers 10 y 11 hasta Galileo y Cassini, han estudiado Calisto. Debido a sus bajos niveles de radiación , Calisto se ha considerado durante mucho tiempo el lugar más adecuado para una base humana para la futura exploración del sistema joviano.
Historia
Descubrimiento
Calisto fue descubierta por Galileo en enero de 1610, junto con las otras tres grandes lunas jovianas: Ganímedes , Io y Europa .
Nombre
Callisto lleva el nombre de uno de los muchos amantes u otros compañeros sexuales de Zeus en la mitología griega . Calisto era una ninfa (o, según algunas fuentes, la hija de Lycaon ) que estaba asociada con la diosa de la caza, Artemisa . El nombre fue sugerido por Simon Marius poco después del descubrimiento de Calisto. Marius atribuyó la sugerencia a Johannes Kepler .
Los poetas culpan mucho a Júpiter por sus amores irregulares. Se menciona especialmente a tres doncellas que fueron cortejadas clandestinamente por Júpiter con éxito. Io, hija del río Inachus, Callisto de Lycaon, Europa de Agenor. Luego estaba Ganímedes, 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 lo tanto, que no habría hecho mal si a la Primera la llamo Io, a la Segunda Europa, a la Tercera, por su majestad de luz, Ganímedes, a la Cuarta Calisto...
Sin embargo, los nombres de los satélites galileanos cayeron en desgracia durante un tiempo considerable y no se revivieron en el uso común hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica anterior, se hace referencia a Calisto por su designación de números romanos, un sistema introducido por Galileo, como Júpiter IV o como "el cuarto satélite de Júpiter".
No hay una forma de adjetivo en inglés establecida para el nombre. La forma adjetival del griego Καλλιστῴ Kallistōi es Καλλιστῴος Kallistōi-os , de la que uno podría esperar el latín Callistōius y el inglés *Callistóian (con 5 sílabas), paralelo a Sapphóian (4 sílabas) para Sapphō i y Letóian para Lētō i . Sin embargo, el subíndice iota a menudo se omite en tales nombres griegos (cf. Inóan de Īnō i y Argóan de Argō i ), y de hecho se encuentra la forma análoga Callistoan . En Virgilio, aparece una segunda raíz oblicua en latín: Callistōn-, pero el calistoniano correspondiente rara vez ha aparecido en inglés. También se ven formas ad hoc , como Callistan , Callistian y Callistean .
Órbita y rotación
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). Esto 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, Callisto no participa en la resonancia de movimiento medio , en la que los tres satélites galileanos internos están bloqueados, y probablemente nunca lo haya hecho. Se espera que Callisto sea capturada en la resonancia en unos 1.500 millones de años, completando la cadena 1:2:4:8.
Como la mayoría de las otras lunas planetarias regulares, la rotación de Calisto está bloqueada para sincronizarse con su órbita. La duración del día de Calisto, al mismo tiempo que su período orbital , es de unos 16,7 días terrestres. Su órbita es muy ligeramente excéntrica e inclinada con respecto al ecuador joviano , y la excentricidad y la inclinación cambian casi periódicamente debido a las perturbaciones gravitatorias 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. Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre los ejes de rotación y orbital) varíe entre 0,4 y 1,6°.
El aislamiento dinámico de Calisto significa que nunca se ha calentado apreciablemente por las mareas , lo que tiene importantes consecuencias para su estructura interna y evolución . 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. El nivel de radiación en la superficie de Callisto 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, pero menor que en la órbita terrestre baja o en Marte .
Características físicas
Composición
La densidad media de Calisto, 1,83 g/cm 3 , sugiere una composición de partes aproximadamente iguales de material rocoso y hielo de agua , con algunos hielos volátiles adicionales como el amoníaco . La fracción de masa de los hielos es del 49 al 55%. La composición exacta del componente de roca de Calisto no se conoce, pero probablemente se acerque a la composición de las condritas ordinarias de tipo L/LL, que se caracterizan por tener menos hierro total , menos hierro metálico y más óxido de hierro que las condritas H. La relación en peso de hierro a silicio es de 0,9 a 1,3 en Calisto, mientras que la relación solar es de alrededor de 1:8.
La superficie de Calisto tiene un albedo de alrededor del 20%. 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. El hielo de agua parece ser omnipresente en la superficie de Calisto, con una fracción de masa del 25 al 50%. El análisis de los espectros ultravioleta , cercano al infrarrojo y de alta resolución obtenidos por la nave espacial Galileo y desde el suelo ha revelado varios materiales que no son hielo: silicatos hidratados que contienen magnesio y hierro , dióxido de carbono , dióxido de azufre y posiblemente amoníaco y varios compuestos organicos Los datos espectrales indican que la superficie de Calisto es extremadamente heterogénea a pequeña escala. Los parches pequeños y 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.
La superficie calistoica es asimétrica: el hemisferio anterior es más oscuro que el posterior. Esto es diferente de otros satélites galileanos , donde ocurre lo contrario. El hemisferio posterior de Calisto parece estar enriquecido en dióxido de carbono , mientras que el hemisferio anterior tiene más dióxido de azufre . Muchos cráteres de impacto recientes como Lofn también muestran un enriquecimiento en dióxido de carbono. En general, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, puede ser similar a la que se observa en los asteroides de tipo D , cuyas superficies están hechas de material carbonoso .
Estructura interna
La superficie maltratada de Callisto se encuentra sobre una litosfera fría, rígida y helada que tiene entre 80 y 150 km de espesor. Un océano salado de 150 a 200 km de profundidad puede estar debajo de la corteza , según lo indican los estudios de los campos magnéticos alrededor de Júpiter y sus lunas. Se descubrió 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 Callisto, lo que sugiere una capa de fluido altamente conductivo en su interior con un espesor de al menos 10 km. 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. En este caso, la capa de agua+hielo puede tener un espesor de 250 a 300 km. A falta de un océano, la litosfera helada puede ser algo más gruesa, hasta unos 300 km.
Debajo de la litosfera y el océano putativo, el interior de Callisto no parece ser ni completamente uniforme ni particularmente variable. Los datos del orbitador Galileo (especialmente el momento adimensional de inercia —0,3549 ± 0,0042—determinado durante sobrevuelos cercanos) sugieren que, si Callisto está en equilibrio hidrostático , su interior está compuesto de rocas y hielos comprimidos , y la cantidad de roca aumenta con la profundidad debido a sedimentación parcial de sus constituyentes. En otras palabras, Calisto puede estar solo parcialmente diferenciada . La densidad y el momento de inercia de una Calisto en equilibrio son compatibles con la existencia de un pequeño núcleo de silicato en el centro de Calisto. El radio de cualquier núcleo de este tipo no puede exceder los 600 km, y la densidad puede estar entre 3,1 y 3,6 g/cm 3 . En este caso, el interior de Calisto estaría en marcado contraste con el de Ganímedes , que parece estar completamente diferenciado.
Sin embargo, un nuevo análisis de 2011 de los datos de Galileo sugiere que Callisto no está en equilibrio hidrostático. En ese caso, los datos de gravedad pueden ser más consistentes con un Callisto más completamente diferenciado con un núcleo de silicato hidratado.
Características de la superficie
La antigua superficie de Calisto es una de las que tienen más cráteres en el Sistema Solar. 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; no hay grandes montañas en Calisto, volcanes u otras características tectónicas endógenas . Los cráteres de impacto y las estructuras de anillos múltiples, junto con las fracturas , escarpes y depósitos asociados , son las únicas características grandes que se encuentran en la superficie.
La superficie de Calisto se puede dividir en varias partes geológicamente diferentes: llanuras con cráteres, llanuras claras, llanuras lisas brillantes y oscuras, y varias unidades asociadas con estructuras particulares de anillos múltiples y cráteres de impacto. Las llanuras con cráteres constituyen la mayor parte de la superficie y representan la antigua litosfera, 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 viejos cráteres grandes llamados palimpsestos , las partes centrales de estructuras de anillos múltiples y parches aislados en las llanuras con cráteres. Se cree que estas llanuras claras son depósitos de impacto helados. Las llanuras brillantes y suaves constituyen una pequeña fracción de la superficie de Callisto y se encuentran en las zonas de crestas y valles de las formaciones Valhalla y Asgard y como puntos aislados en las llanuras con cráteres. Se pensó que estaban relacionados con la actividad endógena , pero las imágenes de alta resolución de Galileo mostraron que las llanuras brillantes y suaves se correlacionan con un terreno muy fracturado y nudoso y no muestran signos de resurgimiento. Las imágenes de Galileo también revelaron áreas pequeñas, oscuras y uniformes con una cobertura total de menos de 10.000 km 2 , que parecen encajar en el terreno circundante. Son posibles depósitos criovolcánicos . Tanto la luz como las diversas llanuras suaves son algo más jóvenes y tienen menos cráteres que las llanuras con cráteres de fondo.
Los diámetros de los cráteres de impacto observados van desde 0,1 km, un límite definido por la resolución de la imagen , hasta más de 100 km, sin contar las estructuras de anillos múltiples. Los cráteres pequeños, con diámetros inferiores a 5 km, tienen forma de cuenco simple o piso plano. Esos 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 pozos centrales en lugar de picos, como el cráter Tindr . Los cráteres más grandes con diámetros de más de 60 km pueden tener cúpulas centrales, que se cree que son el resultado de un levantamiento tectónico central después de un impacto; 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 cúpula anómala. Estos son inusualmente poco profundos y pueden ser una forma de relieve de transición a las estructuras de anillos múltiples, como con la característica de impacto de Lofn . Los cráteres de Calisto son generalmente menos profundos que los de la Luna .
Las características de impacto más grandes en la superficie de Callisto son cuencas de anillos múltiples. Dos son enormes. Valhalla es el más grande, con una región central brillante de 600 kilómetros de diámetro y anillos que se extienden hasta 1.800 kilómetros desde el centro (ver figura). El segundo más grande es Asgard , que mide unos 1.600 kilómetros de diámetro. Las estructuras de anillos múltiples 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. Las catenae, por ejemplo Gomul Catena , son largas cadenas de cráteres de impacto alineados en línea recta a lo largo de la superficie. Probablemente fueron creados por objetos que fueron interrumpidos por las mareas cuando pasaban cerca de Júpiter antes del impacto en Calisto, o por impactos muy oblicuos . Un ejemplo histórico de interrupción fue el cometa Shoemaker-Levy 9 .
Como se mencionó anteriormente, en la superficie de Callisto se encuentran pequeños parches de hielo de agua pura con un albedo de hasta el 80%, rodeados de material mucho más oscuro. Las imágenes de alta resolución de Galileo mostraron que los parches brillantes estaban predominantemente ubicados en características superficiales elevadas: bordes de cráteres , escarpes , crestas y protuberancias. Es probable que sean depósitos de escarcha de agua delgada . El material oscuro generalmente se encuentra en las tierras bajas que rodean y cubren las características brillantes y parece ser suave. A menudo forma parches de hasta 5 km de ancho dentro de los suelos de los cráteres y en las depresiones entre cráteres.
En una escala de subkilómetros, la superficie de Calisto está más degradada que las superficies de otras lunas galileanas heladas . 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 . En lugar de pequeños cráteres, las características superficiales casi ubicuas son pequeñas protuberancias y pozos. Se cree que las protuberancias representan restos de bordes de cráteres degradados por un proceso aún incierto. 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. Tal sublimación de agua u otros volátiles del hielo sucio que es el lecho rocoso provoca su descomposición. Los restos que no son de hielo forman avalanchas de escombros que descienden de las laderas de las paredes del cráter. Tales avalanchas a menudo se observan cerca y dentro de los cráteres de impacto y se denominan "delantales de escombros". A veces, las paredes de los cráteres están cortadas por incisiones sinuosas en forma de valle llamadas "barrancos", que se asemejan a ciertas características de la superficie marciana . En la hipótesis de la sublimación del hielo, el material oscuro bajo se interpreta como un manto de escombros que no son principalmente hielo, que se originó en los bordes degradados de los cráteres y ha cubierto un lecho rocoso predominantemente helado.
Las edades relativas de las diferentes unidades de superficie de Callisto se pueden determinar a partir de la densidad de los cráteres de impacto sobre ellas. Cuanto más antigua es la superficie, más densa es la población del cráter. No se ha llevado a cabo una datación absoluta, pero según consideraciones teóricas, se cree que las llanuras con cráteres tienen ~ 4.500 millones de años, remontándose casi a la formación del Sistema Solar . Las edades de las estructuras de anillos múltiples y los cráteres de impacto dependen de las tasas de formación de cráteres de fondo elegidas y diferentes autores estiman que varían entre 1 y 4 mil millones de años.
Atmósfera e ionosfera
Calisto tiene una atmósfera muy tenue compuesta de dióxido de carbono . Fue detectado por el espectrómetro de mapeo de infrarrojo cercano (NIMS) de Galileo a partir de su función de absorción cerca de la longitud de onda de 4,2 micrómetros . Se estima que la presión superficial es de 7,5 pico bar (0,75 μPa ) y la densidad de partículas de 4 × 10 8 cm −3 . Debido a que una atmósfera tan delgada se perdería en solo unos 4 años (ver escape atmosférico ) , debe reponerse constantemente, posiblemente mediante la sublimación lenta del hielo de dióxido de carbono de la corteza helada de Calisto, lo que sería compatible con la hipótesis de sublimación-degradación para el formación de los nudos superficiales.
La ionosfera de Calisto se detectó por primera vez durante los sobrevuelos de Galileo ; 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 en realidad está dominada por oxígeno molecular (en cantidades de 10 a 100 veces mayores que el CO
2). Sin embargo, aún no se ha detectado oxígeno directamente en la atmósfera de Calisto. Las observaciones con el Telescopio Espacial Hubble (HST) colocaron un límite superior a su posible concentración en la atmósfera, basado en la falta de detección, que sigue siendo compatible con las mediciones ionosféricas. Al mismo tiempo, HST pudo detectar oxígeno condensado atrapado en la superficie de Calisto.
También se ha detectado hidrógeno atómico en la atmósfera de Callisto a través de un análisis reciente de los datos del Telescopio Espacial Hubble de 2001. Las imágenes espectrales tomadas el 15 y el 24 de diciembre de 2001 se volvieron a examinar y 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 diferente de hidrógeno en los hemisferios anterior y posterior. Sin embargo, es probable que esta diferencia hemisférica en el brillo de la corona de hidrógeno de Callisto se origine a partir de la extinción de la señal en la geocorona de la Tierra , que es mayor cuando se observa el hemisferio posterior.
Se ha modelado la atmósfera de Calisto para obtener una mejor comprensión del impacto de las interacciones moleculares de colisión. 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 de temperatura resultantes en la superficie. La simulación mostró que la densidad de la atmósfera de Calisto puede explicarse por la captura de hidrógeno por los gases más pesados, el dióxido de carbono y el oxígeno. El modelo muestra cómo las interacciones cinéticas entre moléculas afectan a la atmósfera, aunque tiene limitaciones en cuanto a las variables consideradas. Las densidades simuladas se correlacionan con los umbrales esperados para la detección experimental.
Origen y evolución
La diferenciación parcial de Calisto (inferida, por ejemplo, de las mediciones del momento de inercia) significa que nunca se ha calentado lo suficiente como para derretir su componente de hielo. Por lo tanto, el modelo más favorable de su formación es una acumulación lenta en la subnebulosa joviana de baja densidad , un disco de gas y polvo que existió alrededor de Júpiter después de su formación. 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. La escala de tiempo permitida de formación de Calisto se encuentra entonces en el rango de 0,1 millones a 10 millones de años.
La evolución posterior de Callisto 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 el estado sólido o convección subsolidus en el interior. 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 . 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. Se cree que procede en el llamado régimen de tapa estancada, donde una capa exterior rígida y fría de Callisto conduce el calor sin convección, mientras que el hielo debajo de ella convección en el régimen subsolidus. Para Calisto, la capa conductora exterior 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 Calistoa. La convección en las partes interiores de Calisto puede estar estratificada, porque bajo las altas presiones que allí se encuentran, existe hielo de agua en diferentes fases cristalinas, desde el hielo I en la superficie hasta el hielo VII en el centro. El inicio temprano de la convección subsolidus en el interior calistoano 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 las rocas y los hielos dentro de Calisto se ha producido en escalas de tiempo de miles de millones de años y puede continuar hasta el día de hoy.
La comprensión actual de la evolución de Calisto permite la existencia de una capa u "océano" de agua líquida en su interior. Esto 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 ). 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. La presencia de incluso pequeñas cantidades de amoníaco , alrededor del 1% al 2% en peso, casi garantiza la existencia del líquido porque el amoníaco reduciría aún más la temperatura de fusión.
Aunque Calisto es muy similar en propiedades a granel a Ganímedes , aparentemente tenía una historia geológica mucho más simple . La superficie parece haber sido moldeada principalmente por impactos y otras fuerzas exógenas . A diferencia de la vecina Ganímedes con su terreno acanalado, hay poca evidencia de actividad tectónica . Las explicaciones que se han propuesto para los contrastes en el calentamiento interno y la consiguiente diferenciación y actividad geológica entre Calisto y Ganímedes incluyen diferencias en las condiciones de formación, el mayor calentamiento por marea experimentado por Ganímedes y los impactos más numerosos y energéticos que habría sufrido Ganímedes durante el Bombardeo Pesado Tardío . La historia geológica relativamente simple de Calisto proporciona a los científicos planetarios un punto de referencia para comparar con otros mundos más activos y complejos.
Habitabilidad
Se especula que podría haber vida en el océano subterráneo de Calisto. Al igual que Europa y Ganímedes , así como las lunas de Saturno , Encelado , Dione y Titán , y la luna de Neptuno , Tritón , un posible océano subterráneo podría estar compuesto de agua salada .
Es posible que los halófilos prosperen en el océano. 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 Calistoa. 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 del interior de Calisto. El océano de Calisto se calienta solo por la desintegración radiactiva, mientras que el de Europa también se calienta por la energía de las mareas, ya que está mucho más cerca de Júpiter. Se cree que, de todas las lunas de Júpiter, Europa tiene la mayor probabilidad de albergar vida microbiana .
Exploración
Pasado
Los encuentros Pioneer 10 y Pioneer 11 con Júpiter a principios de la década de 1970 aportaron poca información nueva sobre Calisto en comparación con lo que ya se sabía a partir de las observaciones desde la Tierra. El verdadero avance ocurrió más tarde con los sobrevuelos de la Voyager 1 y la Voyager 2 en 1979. Tomaron imágenes de más de la mitad de la superficie de Calistoa con una resolución de 1 a 2 km y midieron con precisión su temperatura, masa y forma. Una segunda ronda de exploración duró de 1994 a 2003, cuando la nave espacial Galileo tuvo ocho encuentros cercanos con Callisto, el último sobrevuelo durante la órbita C30 en 2001 estuvo tan cerca como 138 km de la superficie. El orbitador Galileo completó la imagen global de la superficie y entregó una serie de imágenes con una resolución de hasta 15 metros de áreas seleccionadas de Calisto. En 2000, la nave espacial Cassini en ruta a Saturno adquirió espectros infrarrojos de alta calidad de los satélites galileanos, incluido Calisto. En febrero-marzo de 2007, la sonda New Horizons en su camino a Plutón obtuvo nuevas imágenes y espectros de Calisto.
Exploración futura
Callisto será visitada por tres naves espaciales en un futuro próximo.
El Júpiter 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.
El Europa Clipper de la NASA , cuyo lanzamiento está programado para octubre de 2024, realizará 9 vuelos cercanos a Callisto a partir de 2030.
Está previsto que el CNSA Tianwen-4 de China se lance a Júpiter alrededor de 2030 antes de entrar en órbita alrededor de Calisto.
Viejas propuestas
Anteriormente propuesta para un lanzamiento en 2020, la Misión del Sistema Europa Júpiter (EJSM) 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/NASA había dado prioridad a esta misión antes que la Misión del Sistema Titán Saturno . En ese momento, la contribución de la ESA todavía enfrentaba la competencia de financiación de otros proyectos de la ESA. EJSM consistía en el Júpiter Europa Orbiter dirigido por la NASA , el Júpiter Ganymede Orbiter dirigido por la ESA y posiblemente un JAXA dirigido por el Júpiter Magnetosférico Orbitador .
Posible exploración y habitación tripulada
En 2003, la NASA llevó a cabo un estudio conceptual llamado Exploración humana de planetas exteriores (HOPE) sobre la futura exploración humana del Sistema Solar exterior . El objetivo elegido para estudiar en detalle fue Calisto.
El estudio propuso una posible base de superficie en Callisto que produciría propulsor de cohetes para una mayor exploración del Sistema Solar. Las ventajas de una base en Calisto incluyen baja radiación (debido a su distancia de Júpiter) y estabilidad geológica. Tal base podría facilitar la exploración remota de Europa , o ser una ubicación ideal para una estación de paso del sistema joviano que dé servicio a una nave espacial que se adentra más en el Sistema Solar exterior, utilizando la asistencia de la gravedad de un sobrevuelo cercano de Júpiter después de partir de Calisto.
En diciembre de 2003, la NASA informó que una misión tripulada a Calisto podría ser posible en la década de 2040.
Ver también
notas
Referencias
enlaces externos
- Perfil de Callisto 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 Calisto del Instituto Lunar y Planetario
- Imágenes de Calisto en el Planetary Photojournal del JPL
- Película de la rotación de Calisto de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica
- Mapa de Calisto con nombres de características de Planetary Photojournal
- Nomenclatura de Calisto y mapa de Calisto con nombres de características de la página de nomenclatura planetaria del USGS
- Imágenes en 3D de Paul Schenk y videos de sobrevuelo de Calisto y otros satélites del sistema solar exterior
- Google Callisto 3D , mapa interactivo de la luna