Calisto (luna)
Calisto (), 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 no se puede diferenciar correctamente. Calisto fue descubierta en 1610 por Galileo Galilei. Con un diámetro de 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 aproximadamente 1883000 km. 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 internos 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 aproximadamente 1,83 g/cm< sup>3, la menor densidad y gravedad superficial 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 a 100 km.
La superficie de Calisto es la más antigua 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 la tectónica de placas o el vulcanismo, sin signos de que alguna vez haya ocurrido actividad geológica en general, y se cree que ha evolucionado predominantemente bajo la influencia de los impactos. Las características prominentes de la superficie incluyen estructuras de anillos múltiples, cráteres de impacto de diversas formas y cadenas de cráteres (catenae) 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 Callisto 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 descubierto por Galileo en enero de 1610, junto con las otras tres grandes lunas jovianas: Ganímedes, Io y Europa.
Nombre
Calisto lleva el nombre de una de las muchas amantes u otras parejas 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.
... autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus " positus est... Calisto Lycaonis... filia... a mí vocatur... Quartus denique Calisto... Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi.
... tres mujeres jóvenes que fueron capturadas por Júpiter por amor secreto serán honradas, [incluyendo] Callisto, la hija de Lycaon... Finalmente, el cuarto [luna] es llamado por mí Callisto... Io, Europa, el niño Ganymede, y Callisto muy satisfecho Júpiter lujurioso.
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 &# 34;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 donde cabría esperar el latín Callistōius y el inglés *Callistōian (con 5 sílabas), paralelo a Sapphóian (4 sílabas) para Sapphōi y Letóian para Lētōi. Sin embargo, el subíndice iota a menudo se omite en estos nombres griegos (cf. Inóan de Īnōi y Argóan de Argōi), y de hecho se encuentra la forma análoga Calistoan. En Virgilio, aparece una segunda raíz oblicua en latín: Callistōn-, pero el correspondiente Callistonian rara vez ha aparecido en inglés. También se ven formas ad hoc, como Calistan, 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 Calisto es equivalente a una dosis de aproximadamente 0,01 rem (0,1 mSv) por día, que es más de diez veces mayor que la radiación de fondo promedio de la Tierra.
Características físicas
Composición
La densidad media de Calisto, 1,83 g/cm3, 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 y de infrarrojo cercano 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, azufre dióxido de carbono, y posiblemente amoníaco y varios compuestos orgánicos. 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 cercana a la que se observa en los asteroides de tipo D, cuyas superficies están hechas de material carbonoso.
Estructura interna
La superficie maltratada de Calisto 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 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 supuesto océano, el interior de Calisto 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, con la cantidad de roca que aumenta con la profundidad debido al asentamiento parcial de sus constituyentes. En otras palabras, Calisto puede diferenciarse solo parcialmente. 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 superar los 600 km y la densidad puede estar entre 3,1 y 3,6 g/cm3. 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; su coeficiente S22 de los datos de gravedad es un 10% anómalo de su valor C22, que no es consistente con un cuerpo en equilibrio hidrostático y por lo tanto aumenta significativamente las barras de error en Momento de inercia de Calisto. Además, un Callisto indiferenciado es inconsistente con la presencia de un océano interno sustancial como se deduce de los datos magnéticos, y sería difícil que un objeto tan grande como Callisto no se diferenciara en ningún punto. 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 tiene 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 suaves 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 Calisto 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 km2, que parecen encerrar 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 5-40 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 hoyos 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 mayor impacto en la superficie de Calisto son las 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, con 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 Galileo de alta resolución mostraron que los parches brillantes estaban predominantemente ubicados en características elevadas de la superficie: 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 inferior a un kilómetro, 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. Estas 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 en base a consideraciones teóricas, se cree que las llanuras con cráteres tienen unos 4500 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 1 000 y 4 000 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 picobares (0,75 μPa) y la densidad de partículas de 4 × 108 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, que sería compatible con la hipótesis de sublimación-degradación para la formación de las protuberancias superficiales.
La ionosfera de Calisto se detectó por primera vez durante los sobrevuelos de Galileo; su alta densidad de electrones de 7–17 × 104 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 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 Calisto mediante 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 Calisto 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.
En los últimos años, se han realizado intentos de modelar la atmósfera de Calisto para obtener una mejor comprensión del impacto de las interacciones moleculares de colisión. El modelado de la atmósfera de Calisto consistió en un método cinético para simular las colisiones que tienen lugar entre los elementos constituyentes de la atmósfera lunar. Con el apoyo de la División de Exploración del Sistema Solar del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA, un equipo de investigadores del Centro de Ciencias Espaciales de la Universidad de Nueva York en Abu Dabi simuló los entornos de Calisto sobre la base de compuestos volátiles radiolíticos de un solo componente y de múltiples componentes. Los elementos constituyentes considerados durante la simulación son los mencionados anteriormente y observados en la atmósfera de Calisto por el Telescopio Espacial Hubble: dióxido de carbono, oxígeno molecular e hidrógeno molecular. Dentro del modelo de cinética molecular utilizado para la simulación, la aparentemente alta densidad atmosférica de Callisto puede describirse mediante la acomodación térmica y la desorción de los compuestos enumerados anteriormente. Se propone que esta desorción térmica es producto de la exposición solar, con una alta variación de temperatura observada durante el ciclo diurno y nocturno de la futura luna. Mediante el uso del método Monte Carlo de simulación directa (DSMC), el intercambio de energía entre gases moleculares dinámicos se evalúa con física de partículas computacional. Debido a la transición de interacciones con colisión a interacciones sin colisión, el método DSMC puede describir la atmósfera de Calisto con relativa precisión. Cada partícula de los volátiles radiolíticos se evaluó teniendo en cuenta factores como la posición inicial, la velocidad y la energía interna. Dado que el método es transitorio por naturaleza, las colisiones atmosféricas y la desorción térmica tienen efecto hasta que cada compuesto volátil radiolítico exhibe propiedades de estado estacionario a nivel macroscópico. El calentamiento y enfriamiento radiativo de la atmósfera se evalúa al mediodía y a la medianoche, momentos que describen cuándo la transferencia de calor respectiva es máxima para cada extremo de la escala. Es importante tener en cuenta que estas simulaciones se realizan bajo el supuesto de que el dióxido de carbono, el oxígeno y el hidrógeno que se encuentran en la atmósfera de Calisto se desorben térmicamente en el regolito de la luna, y todas las dinámicas térmicas que se muestran solo están representadas por la interacción cinética molecular. En una evaluación de los datos presentados a lo largo de la simulación, la densidad de la atmósfera de Calisto puede describirse mediante la captura de hidrógeno gaseoso mediante la interacción molecular con los gases más pesados, a saber, el dióxido de carbono y el oxígeno. Se presume que los tres volátiles radiolíticos están presentes en toda la superficie de la luna y son expulsados por medio de excitación térmica. Una vez que los compuestos se calientan, comienzan a irradiarse hacia afuera desde la superficie de la luna. Debido a la naturaleza más liviana del hidrógeno, se observa que es el constituyente principal involucrado en la colisión molecular, intentando escapar a través de las grietas macroscópicas entre los constituyentes más pesados. Esta simulación proporciona una visión más cercana de cómo estas interacciones cinéticas entre moléculas influyen en la excitación de cada constituyente y cómo afecta la atmósfera de Calisto. Aunque las simulaciones son limitantes en cuanto a las variables consideradas, se concluye que el modelo de cinética molecular utilizado proporciona densidades simuladas que se correlacionan con los umbrales esperados mediante detección experimental.
Origen y evolución
La diferenciación parcial de Calisto (inferida, por ejemplo, a partir 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 para la 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 de Calistoa podría haber evitado el derretimiento del hielo a gran escala y cualquier diferenciación resultante que, de lo contrario, 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 Callisto 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 de 1 a 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 científico Torrence Johnson dijo lo siguiente acerca de comparar las probabilidades de vida en Calisto con las probabilidades en otras lunas galileanas:
Los ingredientes básicos para la vida —lo que llamamos "química prebiótica"— son abundantes en muchos objetos del sistema solar, como cometas, asteroides y lunas heladas. Los biólogos creen que el agua y la energía líquidas son necesarios para apoyar la vida, así que es emocionante encontrar otro lugar donde podríamos tener agua líquida. Pero la energía es otra materia, y actualmente, el océano de Callisto sólo está siendo calentado por elementos radiactivos, mientras que Europa también tiene energía tidal, desde su mayor proximidad a Júpiter.
Basándose en las consideraciones mencionadas anteriormente y en otras observaciones científicas, se cree que, de todas las lunas de Júpiter, Europa tiene la mayor probabilidad de albergar vida microbiana.
Exploración
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 Voyager 1 y 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 precisamente mide 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 Callisto. En febrero-marzo de 2007, la sonda New Horizons de camino a Plutón obtuvo nuevas imágenes y espectros de Callisto.
La próxima misión planificada al sistema joviano es el Explorador de lunas heladas de Júpiter (JUICE) de la Agencia Espacial Europea, que se lanzará en 2023. Se planean varios sobrevuelos cercanos de Calisto durante la misión.
Antiguas 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 aún enfrentaba la competencia de financiamiento de otros proyectos de la ESA. EJSM consistía en el Júpiter Europa Orbiter liderado por la NASA, el Júpiter Ganymede Orbiter liderado por la ESA y posiblemente un Júpiter Magnetosférico Orbitador liderado por JAXA.
Posible exploración y habitación tripulada
En 2003, la NASA llevó a cabo un estudio conceptual denominado Exploración humana de los 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.
Contenido relacionado
Fondo cósmico de microondas
Edwin hubble
Instituto Niels Bohr