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Calisto (luna)

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]

Historia

Descubrimiento

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]

Nombre

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]

Órbita y rotación

Lunas galileanas alrededor de Júpiter  Júpiter  ·   Yo  ·   Europa  ·   Ganímedes  ·   Calisto
Calisto (abajo a la izquierda), Júpiter (arriba a la derecha) y Europa (debajo e izquierda de la Gran Mancha Roja de Júpiter ) vistos por Cassini-Huygens

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 .

Características físicas

Composición

Comparación del tamaño de la Tierra , la Luna y Calisto
Espectros de infrarrojo cercano de llanuras oscuras con cráteres (rojo) y la estructura de impacto de Asgard (azul), que muestran la presencia de más hielo de agua ( bandas de absorción de 1 a 2 μm ) [49] y menos material rocoso dentro de Asgard.

La densidad media de Calisto, 1,83 g/cm 3 , [4] sugiere una composición de partes aproximadamente iguales de material rocoso y hielo de agua , con algunos hielos volátiles adicionales como el amoníaco . [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 .

Estructura interna

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

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]

Características de la superficie

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

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]

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

Los diámetros de los cráteres de impacto observados varían 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 .

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

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]

Se ven dos deslizamientos de tierra de 3 a 3,5 km de largo en el lado derecho del fondo de los dos grandes cráteres de la derecha.

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]

Atmósfera e ionosfera

Campo magnético inducido alrededor de Calisto

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]

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. [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]

Vistas de protuberancias de hielo erosionadas (arriba) y en su mayoría erosionadas (abajo) (~100 m de altura), posiblemente formadas a partir de las eyecciones de un impacto antiguo

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]

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 , [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]

Exploración

Pasado

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]

Exploración futura

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]

Viejas propuestas

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 .

Posible exploración y habitación con tripulación.

Impresión artística de una base sobre Calisto [90]

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]

Ver también

Notas

  1. ^ La periapsis se deriva del semieje mayor ( a ) y la excentricidad ( e ): .
  2. ^ La apoapsis se deriva del semieje mayor ( a ) y la excentricidad ( e ) :.
  3. ^ Área de superficie derivada del radio ( r ): .
  4. ^ Volumen derivado del radio ( r ): .
  5. ^ Gravedad superficial derivada de la masa ( m ), la constante gravitacional ( G ) y el radio ( r ): .
  6. ^ Velocidad de escape derivada de la masa ( m ), la constante gravitacional ( G ) y el radio ( r ): .
  7. ^ ab El hemisferio principal es el hemisferio que mira en la dirección del movimiento orbital; el hemisferio posterior mira en dirección contraria.
  8. ^ El momento de inercia adimensional al que se hace referencia es , donde I es el momento de inercia, m la masa y r el radio máximo. Es 0,4 para un cuerpo esférico homogéneo, pero menos de 0,4 si la densidad aumenta con la profundidad.
  9. ^ En el caso de los satélites helados, los palimpsestos se definen como características de superficies circulares brillantes, probablemente antiguos cráteres de impacto [12]
  10. ^ Bahía significa encerrar o refugiarse, como en una bahía .

Referencias

  1. ^ ab Galilei, G. (13 de marzo de 1610). Sidereo Nuncius .
  2. ^ "Calisto". Diccionario de inglés Lexico del Reino Unido . Prensa de la Universidad de Oxford . Archivado desde el original el 22 de marzo de 2020.
  3. ^ abcdef "Parámetros orbitales medios de los satélites planetarios". Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto de Tecnología de California. Archivado desde el original el 3 de noviembre de 2013 . Consultado el 6 de julio de 2007 .
  4. ^ abcdefghi Anderson, JD; Jacobson, RA; McElrath, TP; Moore, WB; Schubert, G.; Thomas, ordenador personal (2001). "Forma, radio medio, campo de gravedad y estructura interior de Calisto". Ícaro . 153 (1): 157-161. Código Bib : 2001Icar..153..157A. doi :10.1006/icar.2001.6664. S2CID  120591546.
  5. ^ Schubert, G.; Anderson, JD; Spohn, T.; McKinnon, WB (2004). "Composición interior, estructura y dinámica de los satélites galileanos". En Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB (eds.). Júpiter: el planeta, los satélites y la magnetosfera. Nueva York: Cambridge University Press. págs. 281–306. ISBN 978-0521035453. OCLC  54081598. Archivado desde el original el 16 de abril de 2023 . Consultado el 23 de julio de 2019 .
  6. ^ abcdefghijklmnopqrs Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B.; et al. (2004). "Calisto" (PDF) . En Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Júpiter: El planeta, Satélites y Magnetosfera . Prensa de la Universidad de Cambridge. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  7. ^ "Satélites clásicos del sistema solar". Observatorio ARVAL. Archivado desde el original el 9 de julio de 2011 . Consultado el 13 de julio de 2007 .
  8. ^ abcde Carlson, RW; et al. (1999). "Una tenue atmósfera de dióxido de carbono en Calisto, la luna de Júpiter" (PDF) . Ciencia . 283 (5403): 820–821. Código Bib : 1999 Ciencia... 283..820C. CiteSeerX 10.1.1.620.9273 . doi : 10.1126/ciencia.283.5403.820. PMID  9933159. Archivado desde el original (PDF) el 3 de octubre de 2008 . Consultado el 10 de julio de 2007 . 
  9. ^ abc Liang, MC; Carril, BF; Pappalardo, RT; et al. (2005). "Ambiente de Calisto". Revista de investigaciones geofísicas . 110 (E2): E02003. Código Bib : 2005JGRE..11002003L. doi : 10.1029/2004JE002322 .
  10. ^ "Calisto - Descripción general - Planetas - Exploración del sistema solar de la NASA". Exploración del Sistema Solar de la NASA . Archivado desde el original el 28 de marzo de 2014.
  11. ^ Glenday, Craig (2013). Libro Guinness de los Récords Mundiales 2014. Guinness World Records Limited. pag. 187.ISBN _ 978-1-908843-15-9.
  12. ^ abcdefghijklmnopqrstu contra Greeley, R.; Klemaszewski, JE; Wagner, L.; et al. (2000). "Puntos de vista de Galileo sobre la geología de Calisto". Ciencias planetarias y espaciales . 48 (9): 829–853. Código Bib : 2000P&SS...48..829G. doi :10.1016/S0032-0633(00)00050-7.
  13. ^ abcde Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; Spencer, John R.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Beau; Sullivan, Robert J.; Chuang, Frank C.; Klemaszewski, James E.; Greeley, Ronald; Bender, Kelly C.; Geissler, Paul E.; Helfenstein, Paul; Pilcher, Carl B. (1999). "Movimiento masivo y degradación del relieve en los satélites galileanos helados: resultados de la misión nominal Galileo". Ícaro . 140 (2): 294–312. Código Bib : 1999Icar..140..294M. doi :10.1006/icar.1999.6132. Archivado desde el original el 29 de enero de 2019 . Consultado el 26 de agosto de 2018 .
  14. ^ ab Chang, Kenneth (12 de marzo de 2015). "De repente, parece que hay agua en todas partes del sistema solar". Los New York Times . Archivado desde el original el 9 de mayo de 2020 . Consultado el 12 de marzo de 2015 .
  15. ^ abcdefghij Kuskov, OL; Kronrod, VA (2005). "Estructura interna de Europa y Calisto". Ícaro . 177 (2): 550–369. Código Bib : 2005Icar..177..550K. doi :10.1016/j.icarus.2005.04.014.
  16. ^ abcdef Showman, AP; Malhotra, R. (1 de octubre de 1999). "Los satélites galileanos". Ciencia . 286 (5437): 77–84. doi : 10.1126/ciencia.286.5437.77. PMID  10506564. S2CID  9492520.
  17. ^ abc Musotto, Susana; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). "Simulaciones numéricas de las órbitas de los satélites galileanos". Ícaro . 159 (2): 500–504. Código Bib : 2002Icar..159..500M. doi :10.1006/icar.2002.6939.
  18. ^ ab Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; Garrett, Garry H.; Gehrels, Neil (2001). "Irradiación energética de iones y electrones de los satélites galileanos helados" (PDF) . Ícaro . 139 (1): 133-159. Código Bib : 2001Icar..149..133C. doi :10.1006/icar.2000.6498. Archivado desde el original (PDF) el 16 de enero de 2012 . Consultado el 25 de octubre de 2011 .
  19. ^ "Explorando Júpiter - JIMO - Júpiter Icy Moons Orbiter - la luna Calisto". Espacio hoy en línea. Archivado desde el original el 26 de junio de 2018 . Consultado el 11 de octubre de 2014 .
  20. ^ ab Kliore, AJ; Anabtawi, A.; Herrera, RG; et al. (2002). "Ionosfera de Calisto a partir de observaciones de ocultación de radio de Galileo" (PDF) . Revista de investigaciones geofísicas . 107 (A11): 1407. Código bibliográfico : 2002JGRA..107.1407K. doi : 10.1029/2002JA009365 . hdl :2027.42/95670. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  21. ^ abcd Canup, Robin M .; Ward, William R. (2002). "Formación de los satélites galileanos: condiciones de acreción" (PDF) . La Revista Astronómica . 124 (6): 3404–3423. Código bibliográfico : 2002AJ....124.3404C. doi :10.1086/344684. S2CID  47631608. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  22. ^ abcdefghi Spohn, T.; Schubert, G. (2003). "¿Océanos en los helados satélites galileanos de Júpiter?" (PDF) . Ícaro . 161 (2): 456–467. Código Bib : 2003Icar..161..456S. doi :10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  23. ^ abcd Lipps, Jere H.; Delory, Gregorio; Pitman, Joe; et al. (2004). Hoover, Richard B; Levin, Gilbert V; Rozanov, Alexei Y (eds.). "Astrobiología de las lunas heladas de Júpiter" (PDF) . Proc. ESPÍA . Instrumentos, métodos y misiones para la astrobiología VIII. 5555 : 10. Código Bib : 2004SPIE.5555...78L. doi : 10.1117/12.560356. S2CID  140590649. Archivado desde el original (PDF) el 20 de agosto de 2008.
  24. ^ abc Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). "Conceptos revolucionarios para la exploración humana del planeta exterior (HOPE)" (PDF) . NASA. Archivado desde el original (PDF) el 19 de enero de 2012.
  25. ^ ab "Satélites de Júpiter". El Proyecto Galileo. Archivado desde el original el 11 de febrero de 2012 . Consultado el 31 de julio de 2007 .
  26. ^ Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2019 . Consultado el 15 de abril de 2007 .
  27. ^ Van Helden, Albert (agosto de 1994). "Nombrar los satélites de Júpiter y Saturno" (PDF) . El boletín de la División de Astronomía Histórica de la Sociedad Astronómica Estadounidense (32). Archivado (PDF) desde el original el 7 de diciembre de 2022 . Consultado el 10 de marzo de 2023 .
  28. ^ Marius, Simón (1614). Mundus Iovialis: anno MDCIX detectus ope perspicilli Belgici, hoc est, quatuor Jovialium planetarum, cum theoria, tum tabulæ. Núremberg: Sumptibus & Typis Iohannis Lauri. pag. B2, recto y reverso (imágenes 35 y 36), con fe de erratas en la última página (imagen 78). Archivado desde el original el 2 de julio de 2020 . Consultado el 30 de junio de 2020 .
  29. ^ Barnard, EE (1892). "Descubrimiento y observación de un quinto satélite de Júpiter". Revista Astronómica . 12 : 81–85. Código bibliográfico : 1892AJ.....12...81B. doi :10.1086/101715.
  30. ↑ El Cardo , enero de 1903, vol. Yo no. 2, pág. 4
  31. ^ E. Alan Roberts (2013) El coraje de la inocencia: (La Virgen de Phileros) , p. 191
  32. ^ George Stuart (1882) Las Églogas, Geórgicas y Moretum de Virgilio , p. 271
  33. ^ Ino. Charlton T. Lewis y Charles Short. Un diccionario latino sobre el proyecto Perseo .
  34. ^ Noah Webster (1832) Diccionario de la lengua inglesa
  35. ^ Argos. Charlton T. Lewis y Charles Short. Un diccionario latino sobre el proyecto Perseo .
  36. ^ ab Klemaszewski, JA; Greeley, R. (2001). "Evidencia geológica de un océano en Calisto" (PDF) . Ciencia Lunar y Planetaria XXXI. pag. 1818. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  37. ^ Steven Croft (1985) "Cuencas del anillo ondulado en Ganímedes y Calisto", [ibid] p. 206
  38. ^ David M. Harland (2000) Odisea de Júpiter: la historia de la misión Galileo de la NASA , p. 165
  39. ^ Genitivo Callistūs o Callistōnis . Calisto. Charlton T. Lewis y Charles Short. Un diccionario latino sobre el proyecto Perseo .
  40. ^ Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , v.71, 1911
  41. ^ P. Leonardi (1982), Resultados geológicos de veinte años de empresas espaciales: satélites de Júpiter y Saturno, en Geologica romana, p. 468.
  42. ^ Pierre Thomas y Philippe Mason (1985) "Tectónica de la estructura Vahalla en Calisto", Programa de informes de geología y geofísica planetaria - 1984 , Memorando técnico de la NASA 87563, p. 535
  43. ^ Jean-Pierre Burg y Mary Ford (1997) Orogenia a través del tiempo , p. 55
  44. ^ Lari, Giacomo; Saillenfest, Melaine; Fenucci, Marco (2020). "Evolución a largo plazo de los satélites galileanos: la captura de Calisto en resonancia". Astronomía y Astrofísica . 639 : A40. arXiv : 2001.01106 . Código Bib : 2020A&A...639A..40L. doi :10.1051/0004-6361/202037445. S2CID  209862163. Archivado desde el original el 11 de junio de 2022 . Consultado el 1 de agosto de 2022 .
  45. ^ Facturas, Bruce G. (2005). "Oblicuidades libres y forzadas de los satélites galileanos de Júpiter". Ícaro . 175 (1): 233–247. Código Bib : 2005Icar..175..233B. doi :10.1016/j.icarus.2004.10.028. Archivado desde el original el 27 de julio de 2020 . Consultado el 26 de agosto de 2018 .
  46. ^ abc Freeman, J. (2006). "Convección de la tapa estancada no newtoniana y evolución térmica de Ganímedes y Calisto" (PDF) . Ciencias planetarias y espaciales . 54 (1): 2–14. Código Bib : 2006P&SS...54....2F. doi :10.1016/j.pss.2005.10.003. Archivado desde el original (PDF) el 24 de agosto de 2007.
  47. ^ Comité Científico de las Naciones Unidas sobre los Efectos de las Radiaciones Atómicas. Nueva York: Naciones Unidas. 2008. pág. 4.ISBN _ 978-92-1-142274-0. Archivado desde el original el 16 de julio de 2019 . Consultado el 5 de enero de 2017 .
  48. ^ Ringwald, Frederick A. (29 de febrero de 2000). "SPS 1020 (Introducción a las ciencias espaciales)". Universidad Estatal de California, Fresno. Archivado desde el original el 25 de julio de 2008 . Consultado el 4 de julio de 2009 .
  49. ^ Clark, RN (10 de abril de 1981). "Agua helada y hielo: reflectancia espectral del infrarrojo cercano de 0,65 a 2,5 μm". Revista de investigaciones geofísicas . 86 (B4): 3087–3096. Código bibliográfico : 1981JGR....86.3087C. doi :10.1029/JB086iB04p03087. Archivado desde el original el 6 de junio de 2011 . Consultado el 3 de marzo de 2010 .
  50. ^ ab Brown, RH; Baines, KH; Bellucci, G.; Bibring, JP.; Buratti, BJ; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Clark, enfermera registrada; Coradini, A.; Cruikshank, DP; Drossart, P.; Formisano, V.; Jaumann, R.; Langevin, Y.; Matson, DL; McCord, tuberculosis; Menella, V.; Nelson, RM; Nicholson, PD; Sicardy, B.; Sotín, C.; Amici, S.; Chamberlain, MA; Filacchione, G.; Hansen, G.; Hibbitts, K.; Showalter, M. (2003). "Observaciones con el espectrómetro de mapeo visual e infrarrojo (VIMS) durante el sobrevuelo de Júpiter de Cassini". Ícaro . 164 (2): 461–470. Código Bib : 2003Icar..164..461B. doi :10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
  51. ^ Noll, KS (1996). «Detección de SO2 en Calisto con el Telescopio Espacial Hubble» (PDF) . Ciencia Lunar y Planetaria XXXI. pag. 1852. Archivado desde el original (PDF) el 4 de junio de 2016 . Consultado el 25 de julio de 2007 .
  52. ^ ab Hibbitts, CA; McCord, tuberculosis; Hansen, GB (1998). «Distribuciones de CO2 y SO2 en la Superficie de Calisto» (PDF) . Ciencia Lunar y Planetaria XXXI. pag. 1908. Archivado desde el original (PDF) el 4 de junio de 2016 . Consultado el 10 de julio de 2007 .
  53. ^ Khurana, KK; Kivelson, MG; Stevenson, DJ; Schubert, G.; Russell, CT; Walker, RJ; Polanskey, C. (1998). "Campos magnéticos inducidos como evidencia de océanos subterráneos en Europa y Calisto" (PDF) . Naturaleza . 395 (6704): 777–780. Código Bib :1998Natur.395..777K. doi :10.1038/27394. PMID  9796812. S2CID  4424606. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  54. ^ ab Zimmer, C.; Khurana, KK; Kivelson, Margaret G. (2000). "Océanos subterráneos en Europa y Calisto: limitaciones de las observaciones del magnetómetro de Galileo" (PDF) . Ícaro . 147 (2): 329–347. Código Bib : 2000Icar..147..329Z. CiteSeerX 10.1.1.366.7700 . doi :10.1006/icar.2000.6456. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022. 
  55. ^ Anderson, JD; Schubert, G.; Jacobson, RA; Lau, EL; Moore, WB; Sjo Gren, WL (1998). «Distribución de Roca, Metales y Hielos en Calisto» (PDF) . Ciencia . 280 (5369): 1573-1576. Código Bib : 1998 Ciencia... 280.1573A. doi : 10.1126/ciencia.280.5369.1573. PMID  9616114. Archivado desde el original (PDF) el 26 de septiembre de 2007.
  56. ^ Sohl, F.; Spohn, T.; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). "Implicaciones de las observaciones de Galileo sobre la estructura interior y la química de los satélites galileanos". Ícaro . 157 (1): 104-119. Código Bib : 2002Icar..157..104S. doi :10.1006/icar.2002.6828.
  57. ^ Monteux, J.; Tobie, G.; Choblet, G.; Le Feuvre, M. (2014). "¿Pueden las grandes lunas heladas acrecentarse de forma indiferenciada?" (PDF) . Ícaro . 237 : 377–387. Código Bib : 2014Icar..237..377M. doi :10.1016/j.icarus.2014.04.041. S2CID  46172826. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  58. ^ Castillo-Rogez, JC; et al. (2011). «Qué diferenciada es Calisto» (PDF) . 42.a Conferencia sobre ciencia lunar y planetaria : 2580. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022 . Consultado el 2 de enero de 2020 .
  59. ^ ab Zahnle, K.; Hechos, L.; Levison, Harold F. (1998). "Tasas de formación de cráteres en los satélites galileanos" (PDF) . Ícaro . 136 (2): 202–222. Código Bib : 1998Icar..136..202Z. doi :10.1006/icar.1998.6015. PMID  11878353. Archivado desde el original (PDF) el 27 de febrero de 2008.
  60. ^ abcd Bender, KC; Arroz, JW; Wilhelms, DE; Greeley, R. (1997). "Mapa geológico de Calisto". Resúmenes de la 25ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . 25 : 91. Código Bib : 1994LPI....25...91B. Archivado desde el original el 24 de enero de 2015 . Consultado el 28 de agosto de 2017 .
  61. ^ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (12 a 16 de marzo de 2001). Fracturas, escarpes y lineamientos en Calisto y su correlación con la degradación de la superficie (PDF) . 32ª Conferencia Anual de Ciencia Planetaria y Lunar . Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  62. ^ ab Mapa fotomosaico controlado de Callisto JC 15M CMN (Mapa) (2002 ed.). Servicio Geológico de EE. UU. Archivado desde el original el 9 de mayo de 2013 . Consultado el 17 de abril de 2007 .
  63. ^ Chapman, CR; Merline, WJ; Bierhaus, B.; et al. (1997). "Poblaciones de pequeños cráteres en Europa, Ganímedes y Calisto: resultados iniciales de imágenes de Galileo" (PDF) . Ciencia Lunar y Planetaria XXXI. pag. 1221. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  64. ^ Strobel, Darrell F.; Saur, Joaquín; Feldman, Paul D.; et al. (2002). "Búsqueda del espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial Hubble para una atmósfera en Calisto: un inductor unipolar joviano". La revista astrofísica . 581 (1): L51-L54. Código Bib : 2002ApJ...581L..51S. doi : 10.1086/345803 .
  65. ^ Spencer, John R.; Calvino, Wendy M. (2002). «O2 condensado en Europa y Calisto» (PDF) . La Revista Astronómica . 124 (6): 3400–3403. Código Bib : 2002AJ....124.3400S. doi :10.1086/344307. S2CID  51792560. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  66. ^ Roth, Lorenz; et al. (27 de mayo de 2017). "Detección de una corona de hidrógeno en Calisto". Revista de investigación geofísica: planetas . 122 (5): 1046-1055. Código Bib : 2017JGRE..122.1046R. doi :10.1002/2017JE005294. S2CID  125830948.
  67. ^ Aldía, Juan; Roth, Lorenz; Ivchenko, Nickolay; Retherford, Kurt D; Becker, Tracy M; Molyneux, Philippa; Saur, Joachim (15 de noviembre de 2017). "Nuevas limitaciones en la corona de hidrógeno de Ganímedes: análisis de las emisiones de Lyman-α observadas por HST/STIS entre 1998 y 2014". Ciencias planetarias y espaciales . 148 : 35–44. Código Bib : 2017P&SS..148...35A. doi :10.1016/j.pss.2017.10.006. ISSN  0032-0633.
  68. ^ Carberry Mogán, Shane R.; Tucker, Orenthal J.; Johnson, Robert E.; Sreenivasan, Katepalli R.; Kumar, Sunil (1 de diciembre de 2020). "La influencia de las colisiones y escapes térmicos en la atmósfera de Calisto". Ícaro . 352 : 113932. Código Bib : 2020Icar..35213932C. doi : 10.1016/j.icarus.2020.113932 . ISSN  0019-1035. S2CID  225656570.
  69. ^ Carberry Mogán, Shane R.; Tucker, Orenthal J.; Johnson, Robert E.; Vorburger, Audrey; Galli, André; Marchand, Benoit; Tafuni, Ángelo; Kumar, Sunil; Sahin, Iskender; Sreenivasan, Katepalli R. (1 de noviembre de 2021). "Una atmósfera tenue y de colisión en Calisto". Ícaro . 368 : 114597. arXiv : 2107.12341 . Código Bib : 2021Icar..36814597C. doi :10.1016/j.icarus.2021.114597. ISSN  0019-1035. S2CID  236428141.
  70. ^ Alejandro, Francisco J.; García, Alejandro L. (1997). "El método Monte Carlo de simulación directa". Computadoras en Física . 11 (6): 588. Código bibliográfico : 1997ComPh..11..588A. doi : 10.1063/1.168619 .
  71. ^ abcde McKinnon, William B. (2006). "Sobre la convección en capas de hielo I de cuerpos exteriores del Sistema Solar, con aplicación detallada a Calisto". Ícaro . 183 (2): 435–450. Código Bib : 2006Icar..183..435M. doi :10.1016/j.icarus.2006.03.004.
  72. ^ abcNagel , Ka; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). "Un modelo para la estructura interior, evolución y diferenciación de Calisto". Ícaro . 169 (2): 402–412. Código Bib : 2004Icar..169..402N. doi :10.1016/j.icarus.2003.12.019.
  73. ^ Barr, CA; Canup, RM (3 de agosto de 2008). "Restricciones a la formación de satélites gigantes gaseosos a partir de los estados interiores de satélites parcialmente diferenciados". Ícaro . 198 (1): 163-177. Código Bib : 2008Icar..198..163B. doi :10.1016/j.icarus.2008.07.004.
  74. ^ Showman, AP; Malhotra, R. (marzo de 1997). "Evolución de las mareas hacia la resonancia de Laplace y el resurgimiento de Ganímedes". Ícaro . 127 (1): 93-111. Código Bib : 1997Icar..127...93S. doi :10.1006/icar.1996.5669. S2CID  55790129.
  75. ^ Baldwin, E. (25 de enero de 2010). "Los impactos de los cometas explican la dicotomía Ganímedes-Calisto". Astronomía ahora . Archivado desde el original el 30 de enero de 2010 . Consultado el 1 de marzo de 2010 .
  76. ^ Barr, CA; Canup, RM (marzo de 2010). Origen de la dicotomía Ganímedes/Calisto por impactos durante un fuerte bombardeo tardío del sistema solar exterior (PDF) . 41ª Conferencia sobre Ciencias Lunares y Planetarias (2010) . Houston. Archivado (PDF) desde el original el 5 de junio de 2011 . Consultado el 1 de marzo de 2010 .
  77. ^ Barr, CA; Canup, RM (24 de enero de 2010). "Origen de la dicotomía Ganímedes-Calisto por impactos durante el último bombardeo intenso" (PDF) . Geociencia de la naturaleza . 3 (marzo de 2010): 164–167. Código Bib : 2010NatGe...3..164B. doi :10.1038/NGEO746. Archivado desde el original (PDF) el 1 de marzo de 2021 . Consultado el 12 de abril de 2020 .
  78. ^ Nimmo, Francis (15 de enero de 2015). "Impulsando la actividad geológica reciente de Tritón mediante mareas de oblicuidad: implicaciones para la geología de Plutón" (PDF) . Ícaro . 246 : 2–10. Código Bib :2015Icar..246....2N. doi :10.1016/j.icarus.2014.01.044. S2CID  40342189. Archivado (PDF) desde el original el 27 de julio de 2020 . Consultado el 12 de abril de 2020 .
  79. ^ ab Phillips, Tony (23 de octubre de 1998). "Calisto causa un gran revuelo". NASA. Archivado desde el original el 28 de mayo de 2019 . Consultado el 15 de agosto de 2015 .
  80. ^ François, Raulin (2005). "Aspectos exoastrobiológicos de Europa y Titán: de las observaciones a las especulaciones". Reseñas de ciencia espacial . 116 (1–2): 471–487. Código Bib : 2005SSRv..116..471R. doi :10.1007/s11214-005-1967-x. S2CID  121543884.
  81. ^ Morring, F. (7 de mayo de 2007). "Líder del ring". Semana de la aviación y tecnología espacial : 80–83. Archivado desde el original el 8 de julio de 2022 . Consultado el 30 de septiembre de 2020 .
  82. ^ "Ciencia y tecnología de la ESA - JUGO". ESA . 8 de noviembre de 2021. Archivado desde el original el 21 de septiembre de 2019 . Consultado el 10 de noviembre de 2021 .
  83. ^ Amós, Jonathan (2 de mayo de 2012). "La Esa selecciona la sonda Juice de mil millones de euros para Júpiter". Noticias de la BBC en línea . Archivado desde el original el 11 de mayo de 2020 . Consultado el 2 de mayo de 2012 .
  84. ^ Campagnola, Stefano; Buffington, Brent B.; Lam, inténtalo; Petropoulos, Anastasios E.; Pellegrini, Etienne (17 de diciembre de 2019). "Técnicas de diseño de recorridos para la misión Europa Clipper". Revista de orientación, control y dinámica . 42 (12): 2615–2626. Código Bib : 2019JGCD...42.2615C. doi : 10.2514/1.G004309 . S2CID  203030313.
  85. ^ Teresa, Deena (23 de septiembre de 2022). "El Tianwen 4 de China apuntará a Júpiter y Urano con dos naves espaciales en un cohete". interesanteingeniería.com . Consultado el 17 de abril de 2023 .
  86. ^ "China revela planes para enviar naves espaciales a Júpiter y Urano". Tiempo . 23 de septiembre de 2022 . Consultado el 17 de abril de 2023 .
  87. ^ Andrew Jones publicado (22 de septiembre de 2022). "China quiere explorar Urano y Júpiter con 2 naves espaciales en un cohete". Espacio.com . Consultado el 17 de abril de 2023 .
  88. ^ Rincón, Paul (20 de febrero de 2009). "Júpiter en la mira de las agencias espaciales". Noticias de la BBC . Archivado desde el original el 21 de febrero de 2009 . Consultado el 20 de febrero de 2009 .
  89. ^ "Propuestas de Visión Cósmica 2015-2025". ESA. 21 de julio de 2007. Archivado desde el original el 2 de septiembre de 2011 . Consultado el 20 de febrero de 2009 .
  90. ^ ab "Visión para la exploración espacial" (PDF) . NASA . 2004. Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022.
  91. ^ Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 de enero de 2003). "Conceptos revolucionarios para la exploración humana del planeta exterior (HOPE)". Actas de la conferencia AIP . 654 : 821–828. Código Bib : 2003AIPC..654..821T. doi : 10.1063/1.1541373. hdl : 2060/20030063128 . S2CID  109235313.
  92. ^ "Propulsión eléctrica nuclear (NEP) MPD de alta potencia para misiones HOPE de gravedad artificial a Calisto" (PDF) . NASA . 2003. Archivado desde el original (PDF) el 5 de marzo de 2012 . Consultado el 25 de junio de 2009 .

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