Calisto ( / k ə ˈ l ɪ s t oʊ / , kə- LIST -oh ), o Júpiter IV , es la segunda luna más grande de Júpiter , después de Ganímedes . En el Sistema Solar es la tercera luna más grande después de Ganímedes y Titán , la luna más grande de Saturno , y tan grande como el planeta más pequeño Mercurio , aunque sólo un tercio de su masa. Calisto es, con un diámetro de4.821 km , aproximadamente un tercio más grande que la Luna de la Tierra y orbita a Júpiter en promedio a una distancia de1.883.000 km , aproximadamente seis veces más lejos 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 visible desde la Tierra con binoculares comunes .
La superficie de Calisto es el objeto más antiguo y con más cráteres del Sistema Solar. [10] Su superficie está completamente cubierta de cráteres de impacto. [11] No muestra ninguna firma de procesos subterráneos 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 impactos . [12] 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. [12] 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 una suave y baja capa de material oscuro. [6] Se cree que esto es el resultado de la degradación de pequeños accidentes geográficos impulsada por la sublimación , que se ve respaldada por el déficit general de pequeños cráteres de impacto y la presencia de numerosas protuberancias pequeñas, consideradas sus restos. [13] Se desconocen las edades absolutas de los accidentes geográficos. 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 , [14] dióxido de carbono , silicatos y compuestos orgánicos . La investigación realizada por la nave espacial Galileo reveló que Calisto puede tener un pequeño núcleo de silicato y posiblemente un océano subterráneo de agua líquida [14] a profundidades superiores a100 kilómetros . [15] [16]
No está en resonancia orbital como los otros tres satélites galileanos ( Io , Europa y Ganímedes ) y, por lo tanto, no se calienta apreciablemente por las mareas . [17] La rotación de Calisto está bloqueada por mareas en 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. [18] [19] Calisto está rodeada por una atmósfera extremadamente delgada compuesta de dióxido de carbono [8] y probablemente oxígeno molecular , [9] así como por una ionosfera bastante intensa . [20] Se cree que Calisto se formó por una lenta acreción del disco de gas y polvo que rodeaba a Júpiter después de su formación. [21] La acreción gradual de Calisto y la falta de calentamiento por marea significaron que no había suficiente calor disponible para una rápida diferenciación . La lenta convección 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 . [22]
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 . [23] Varias sondas espaciales, desde las Pioneer 10 y 11 hasta Galileo y Cassini, han estudiado a Calisto. Debido a sus bajos niveles de radiación , Calisto ha sido considerado durante mucho tiempo el más adecuado para basar posibles futuras misiones tripuladas para estudiar el sistema joviano. [24]
Calisto fue descubierta de forma independiente por Simon Marius y Galileo Galilei en 1610, junto con las otras tres grandes lunas jovianas: Ganímedes , Ío y Europa . [1]
Calisto, como todas las lunas de Júpiter, 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 Licaón ) que estaba asociada con la diosa de la caza, Artemisa . [25] El nombre fue sugerido por Simón Mario poco después del descubrimiento de Calisto. [26] Marius atribuyó la sugerencia a Johannes Kepler . [25]
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 Ínaco, Calisto de Licaón, 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... Pienso, por tanto, que no habría hecho mal si la Primera es llamada por mí Io, la Segunda Europa, la Tercera, por su majestuosidad de luz, Ganímedes, la Cuarta Calisto... [27] [28]
Sin embargo, los nombres de los satélites galileanos cayeron en desgracia durante un tiempo considerable y no volvieron a ser de 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". [29]
No existe una forma adjetiva inglesa establecida 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 al Sapphóian (4 sílabas) para Sapphō i [30] y al Letóian para Lētō i . [31] Sin embargo, el subíndice iota a menudo se omite en tales nombres griegos (cf. Inóan [32] de Īnō i [33] y Argóan [34] de Argō i [35] ), y de hecho se encuentra la forma análoga a Calistoano . [36] [37] [38] En Virgilio, aparece una segunda raíz oblicua en latín: Callistōn-, [39] pero el calistoniano correspondiente rara vez ha aparecido en inglés. [40] También se ven formas ad hoc , como Calistan , [13] Callistian [41] y Callistean . [42] [43]
Calisto es la más exterior 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] 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, Calisto no participa en la resonancia de movimiento medio (en la que están bloqueados los tres satélites galileanos internos) y probablemente nunca lo haya hecho. [17] Se espera que Calisto sea capturada en la resonancia en aproximadamente 1.500 millones de años, completando la cadena 1:2:4:8. [44]
Como 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, al mismo tiempo que su período orbital , es de aproximadamente 16,7 días terrestres. Su órbita es muy ligeramente excéntrica e inclinada hacia el ecuador joviano , y la excentricidad y la inclinación cambian casi periódicamente debido a 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. [17] Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre los ejes de rotación y orbital) varíe entre 0,4 y 1,6°. [45]
El aislamiento dinámico de Calisto significa que nunca ha sido calentada apreciablemente por las mareas , lo que tiene importantes consecuencias para su estructura interna y evolución . [46] Su distancia de Júpiter también significa que el flujo de partículas cargadas de la magnetosfera de Júpiter en su superficie es relativamente bajo, aproximadamente 300 veces menor que, por ejemplo, el de Europa . Por lo tanto, a diferencia de otras lunas galileanas, la irradiación de partículas cargadas ha tenido un efecto relativamente menor en la superficie de Calisto. [18] 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 poco más de diez veces mayor que la radiación de fondo promedio de la Tierra, [47] [48] pero menos que en la Tierra Baja . Órbita o en Marte .
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 . [15] La fracción de masa de los hielos es del 49 al 55%. [15] [22] La composición exacta del componente de roca de Calisto no se conoce, pero probablemente se acerque a la composición de las condritas ordinarias tipo L/LL , [15] que se caracterizan por tener menos hierro total , menos hierro metálico y más óxido de hierro. que las condritas H. La proporción de peso entre hierro y silicio es de 0,9 a 1,3 en Calisto, mientras que la proporción solar es de alrededor de 1:8. [15]
La superficie de Calisto tiene un albedo de aproximadamente el 20%. [6] 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. [6] El hielo de agua parece estar omnipresente en la superficie de Calisto, con una fracción de masa del 25 al 50%. [16] El análisis de los espectros de alta resolución, infrarrojo cercano y UV obtenidos por la nave espacial Galileo y desde la Tierra ha revelado varios materiales distintos del hielo: silicatos hidratados que contienen magnesio y hierro , [6] dióxido de carbono , [50 ] dióxido de azufre , [51] y posiblemente amoníaco y diversos compuestos orgánicos . [16] [6] Los datos espectrales indican que la superficie de Calisto es extremadamente heterogénea a pequeña escala. Pequeñas y brillantes manchas de hielo de agua pura se entremezclan con manchas de una mezcla de roca y hielo y áreas oscuras extendidas hechas de un material que no es hielo. [6] [12]
La superficie de Calisto es asimétrica: el hemisferio anterior [g] es más oscuro que el posterior. Esto es diferente de otros satélites galileanos , donde ocurre lo contrario. [6] El hemisferio trasero [g] de Calisto parece estar enriquecido en dióxido de carbono , mientras que el hemisferio delantero tiene más dióxido de azufre . [52] Muchos cráteres de impacto recientes como Lofn también muestran enriquecimiento en dióxido de carbono. [52] En general, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, puede ser cercana a la observada en los asteroides de tipo D , [12] cuyas superficies están hechas de material carbonoso .
La maltrecha superficie de Calisto se encuentra encima de una litosfera fría, rígida y helada que tiene entre 80 y 150 kilómetros de espesor. [15] [22] Un océano salado de 150 a 200 km de profundidad puede encontrarse debajo de la corteza , [15] [22] como lo indican los estudios de los campos magnéticos alrededor de Júpiter y sus lunas. [53] [54] 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 Calisto, lo que sugiere una capa de fluido altamente conductor en su interior con un espesor de al menos 10 km. [54] 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. [22] En este caso, la capa de agua + hielo puede tener un espesor de entre 250 y 300 km. [15] 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 del todo 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 y hielos comprimidos , con la cantidad de roca que aumenta con la profundidad debido al asentamiento parcial de sus constituyentes. [15] [55] En otras palabras, Calisto puede estar sólo 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 exceder los 600 km y la densidad puede oscilar entre 3,1 y 3,6 g/cm 3 . [4] [15] En este caso, el interior de Calisto estaría en marcado contraste con el de Ganímedes , que parece estar completamente diferenciado. [16] [56]
Sin embargo, un nuevo análisis de los datos de Galileo realizado en 2011 sugiere que Calisto no se encuentra en equilibrio hidrostático. [57] En ese caso, los datos de gravedad pueden ser más consistentes con una Calisto más completamente diferenciada con un núcleo de silicato hidratado. [58]
La antigua superficie de Calisto es una de las más llenas de cráteres del Sistema Solar. [59] De hecho, la densidad de los 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 estructuras tectónicas endógenas . [60] Los cráteres de impacto y las estructuras de múltiples anillos, junto con las fracturas , escarpes y depósitos asociados , son las únicas características grandes que se encuentran en la superficie. [12] [60]
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 múltiples anillos y cráteres de impacto. [12] [60] Las llanuras llenas de 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 antiguos grandes cráteres llamados palimpsestos , [i] las partes centrales de estructuras de múltiples anillos y parches aislados en las llanuras de cráteres. [12] Se cree que estas llanuras ligeras 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 llenas de cráteres. Se pensaba que estaban relacionadas con 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 accidentado y no muestran ningún signo de reasfaltación. [12] Las imágenes de Galileo también revelaron áreas pequeñas, oscuras y suaves con una cobertura total de menos de 10.000 km 2 , que parecen abarcar [j] el terreno circundante. Son posibles depósitos criovolcánicos . [12] Tanto la luz como las diversas llanuras suaves son algo más jóvenes y menos cráteres que las llanuras con cráteres del fondo. [12] [61]
Los diámetros de los cráteres de impacto observados varían desde 0,1 km (un límite definido por la resolución de la imagen ) hasta más de 100 km, sin contar las estructuras de múltiples anillos. [12] Los cráteres pequeños, con diámetros inferiores a 5 km, tienen forma de cuenco simple 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 hoyos centrales en lugar de picos, como el cráter Tindr . [12] Los cráteres más grandes con diámetros superiores a 60 km pueden tener cúpulas centrales, que se cree que son el resultado del levantamiento tectónico central después de un impacto; [12] 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 un relieve de transición a las estructuras de anillos múltiples, como ocurre con la característica de impacto de Lofn . [12] 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 múltiples anillos. [12] [60] Dos son enormes. Valhalla es el más grande, con una región central brillante de 600 km de diámetro y anillos que se extienden hasta 1.800 km desde el centro (ver figura). [62] El segundo más grande es Asgard , que mide alrededor de 1.600 km de diámetro. [62] 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. [36] 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 creados por objetos que fueron perturbados por las mareas cuando pasaron cerca de Júpiter antes del impacto en Calisto, o por impactos muy oblicuos. [12] Un ejemplo histórico de perturbación fue el cometa Shoemaker-Levy 9 .
Como se mencionó anteriormente, en la superficie de Calisto se encuentran pequeñas manchas de hielo de agua pura con un albedo de hasta el 80%, rodeadas de material mucho más oscuro. [6] Las imágenes de alta resolución de Galileo mostraron que las manchas brillantes estaban ubicadas predominantemente en elementos elevados de la superficie: bordes de cráteres , escarpes , crestas y protuberancias. [6] Es probable que sean depósitos finos de agua helada . 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 diámetro dentro del fondo de los cráteres y en las depresiones entre cráteres. [6]
En una escala de menos de un kilómetro, la superficie de Calisto está más degradada que las superficies de otras lunas heladas de Galileo . [6] Normalmente hay un déficit de pequeños cráteres de impacto con diámetros inferiores a 1 km en comparación con, por ejemplo, las llanuras oscuras de Ganímedes . [12] En lugar de pequeños cráteres, las características casi omnipresentes de la superficie son pequeñas protuberancias y hoyos. [6] Se cree que las protuberancias representan restos de bordes de cráteres degradados por un proceso aún incierto. [13] El proceso candidato más probable es la lenta sublimación del hielo, que es posible gracias a una temperatura de hasta 165 K , alcanzada en un punto subsolar. [6] Tal sublimación del agua u otros volátiles del hielo sucio que es el lecho de roca provoca su descomposición. Los restos sin hielo forman avalanchas de escombros que descienden de las laderas de las paredes del cráter. [13] Estas avalanchas se observan a menudo cerca y dentro de los cráteres de impacto y se denominan "plataformas de escombros". [6] [12] [13] A veces, las paredes del cráter están cortadas por incisiones sinuosas en forma de valles llamadas "barrancos", que se asemejan a ciertas características de la superficie marciana . [6] En la hipótesis de la sublimación del hielo, el material oscuro que se encuentra bajo se interpreta como una capa de escombros principalmente sin hielo, que se originó en los bordes degradados de los cráteres y ha 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 los cráteres de impacto que tienen sobre ellas. Cuanto más antigua es la superficie, más densa es la población de cráteres. [63] No se ha llevado a cabo una datación absoluta, pero basándose en consideraciones teóricas, se cree que las llanuras llenas de cráteres tienen aproximadamente 4.500 millones de años y se remontan 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. [12] [59]
Calisto tiene una atmósfera muy tenue compuesta de dióxido de carbono . [8] Fue detectado por el espectrómetro de mapeo de infrarrojo cercano (NIMS) de Galileo a partir de su característica 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 las partículas es de 4 × 10 8 cm −3 . Debido a que una atmósfera tan delgada se perdería en sólo unos cuatro años (ver escape atmosférico ) , debe reponerse constantemente, posiblemente mediante una lenta sublimación del hielo de dióxido de carbono de la corteza helada de Calisto, [8] lo que sería compatible con la sublimación-degradación. Hipótesis para la formación de las protuberancias superficiales.
La ionosfera de Calisto se detectó por primera vez durante los sobrevuelos de Galileo ; [20] 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 entre 10 y 100 veces mayores que el CO
2). [9] Sin embargo, aún 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, basándose en la falta de detección, que aún es compatible con las mediciones ionosféricas. [64] Al mismo tiempo, el HST pudo detectar oxígeno condensado atrapado en la superficie de Calisto. [sesenta y cinco]
También se ha detectado hidrógeno atómico en la atmósfera de Calisto mediante un análisis reciente de los datos del Telescopio Espacial Hubble de 2001. [66] Las imágenes espectrales tomadas los días 15 y 24 de diciembre de 2001 fueron reexaminadas, revelando 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 principal. Esta asimetría puede deberse a una diferente abundancia de hidrógeno 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 posterior. [67]
Se ha modelado la atmósfera de Calisto para comprender mejor el impacto de las interacciones moleculares de colisión. [68] Los investigadores utilizaron un método cinético para modelar colisiones entre los elementos constituyentes de la atmósfera de Calisto (dióxido de carbono, oxígeno molecular e hidrógeno molecular). La modelización tuvo en cuenta la desorción térmica de estos compuestos debido a la exposición solar y las consiguientes variaciones de temperatura en la superficie. La simulación mostró que la densidad de la atmósfera de Calisto podría 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. [69] [70]
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. [22] Por lo tanto, el modelo más favorable de su formación es una lenta acumulación en la subnebulosa joviana de baja densidad , un disco de gas y polvo que existió alrededor de Júpiter después de su formación. [21] Una etapa de acreción tan prolongada permitiría que el enfriamiento se mantuviera en gran medida a la par de la acumulación de calor causada por los impactos, la desintegración radiactiva y la contracción, evitando así la fusión y la rápida diferenciación. [21] 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. [21]
La evolución posterior de Calisto después de la acreción estuvo determinada por el equilibrio del calentamiento radiactivo , el enfriamiento por conducción térmica cerca de la superficie y la convección en estado sólido o subsólido en el interior. [46] 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 lo suficientemente cerca del punto de fusión , debido a la dependencia de la viscosidad del hielo con la temperatura . [71] La convección subsolidus en cuerpos helados es un proceso lento con movimientos del hielo del orden de 1 centímetro por año, pero es, de hecho, un mecanismo de enfriamiento muy eficaz en escalas de tiempo largas. [71] 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. [22] [71] 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 Calisto. [71] [72] La convección en las partes interiores de Calisto puede estar en capas, 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. [46] El inicio temprano de la convección subsolidus en el interior de Calistoan 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. [72]
El conocimiento 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 2.070 bar (207 MPa ). [22] 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. [46] [71] [72] La presencia de cantidades incluso pequeñas 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. [22]
Aunque Calisto es muy similar en sus propiedades generales a Ganímedes , aparentemente tuvo una historia geológica mucho más simple . La superficie parece haber sido moldeada principalmente por impactos y otras fuerzas exógenas . [12] A diferencia de la vecina Ganímedes con su terreno surcado, hay poca evidencia de actividad tectónica . [16] 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, [73] el mayor calentamiento de marea experimentado por Ganímedes, [74] y los más numerosos y energéticos Impactos que habría sufrido Ganímedes durante el Bombardeo Fuerte Tardío . [75] [76] [77] 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. [dieciséis]
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 , [78] un posible océano subterráneo podría estar compuesto de agua salada .
Es posible que los halófilos prosperen en el océano. [79] 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. [23] 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. [23] El océano de Calisto se calienta únicamente 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. [79] Se cree que de todas las lunas de Júpiter, Europa tiene la mayor probabilidad de albergar vida microbiana . [23] [80]
Los encuentros con Júpiter de las Pioneer 10 y Pioneer 11 a principios de la década de 1970 aportaron poca información nueva sobre Calisto en comparación con lo que ya se sabía a partir de observaciones desde la Tierra. [6] El verdadero avance se produjo más tarde con los sobrevuelos de las Voyager 1 y Voyager 2 en 1979. Tomaron 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. [6] Una segunda ronda de exploración duró de 1994 a 2003, cuando la nave espacial Galileo tuvo ocho encuentros cercanos con Calisto; el último sobrevuelo durante la órbita C30 en 2001 llegó a tan solo 138 km de la superficie. El orbitador Galileo completó la obtención de imágenes globales de la superficie y entregó varias imágenes con una resolución de hasta 15 metros de áreas seleccionadas de Calisto. [12] En 2000, la nave espacial Cassini en ruta a Saturno adquirió espectros infrarrojos de alta calidad de los satélites galileanos, incluido Calisto. [50] En febrero-marzo de 2007, la sonda New Horizons en su camino hacia Plutón obtuvo nuevas imágenes y espectros de Calisto. [81]
Callisto será visitada por tres naves espaciales en un futuro próximo.
El Explorador de Lunas Heladas de Júpiter (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. [82] [83]
Europa Clipper de la NASA , cuyo lanzamiento está previsto para octubre de 2024, realizará nueve sobrevuelos cercanos a Calisto a partir de 2030. [84]
Está previsto que el CNSA Tianwen-4 de China se lance a Júpiter alrededor de 2030 antes de entrar en órbita alrededor de Calisto. [85] [86] [87]
La Misión del Sistema Europa Júpiter (EJSM) , anteriormente propuesta para su lanzamiento en 2020, era 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 . [88] En ese momento, la contribución de la ESA todavía enfrentaba competencia financiera de otros proyectos de la ESA. [89] EJSM estaba formado por el Orbitador Júpiter Europa liderado por la NASA , el Orbitador Júpiter Ganímedes liderado por la ESA y posiblemente un Orbitador Magnetosférico de Júpiter liderado por JAXA .
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 considerar en detalle fue Calisto. [24] [91]
El estudio propuso una posible base de superficie en Calisto que produciría propulsor de cohetes para una mayor exploración del Sistema Solar. [90] 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 un lugar ideal para una estación de paso del sistema joviano que dé servicio a naves espaciales que se adentren más en el Sistema Solar exterior, utilizando la asistencia gravitatoria de un sobrevuelo cercano a Júpiter después de partir de Calisto. [24]
En diciembre de 2003, la NASA informó que una misión tripulada a Calisto podría ser posible en la década de 2040. [92]