Miércoles 6 de Diciembre de 2017
Calisto es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei. Es el tercer satélite más grande del sistema solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99 % del diámetro del planeta Mercurio, pero solo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1.880.000 kilómetros. No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos
interiores, Ío, Europa y Ganímedes, por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre muestra la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana. Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos y compuestos orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además la posibilidad de la existencia de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.
La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia. Los principales accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas de impacto con múltiples anillos concéntricos, con los escarpes, crestas y depósitos a ellas asociadas, y cadenas de cráteres . A pequeña escala, la superficie es variada y consiste en pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas por un litoral bajo compuesto de material oscuro. La edad absoluta de los accidentes geográficos se desconoce. Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular, además de una ionosfera relativamente fuerte. Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una lenta acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación química. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación química parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.
Calisto es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei. Es el tercer satélite más grande del sistema solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99 % del diámetro del planeta Mercurio, pero solo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1.880.000 kilómetros. No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos
interiores, Ío, Europa y Ganímedes, por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre muestra la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana. Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos y compuestos orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además la posibilidad de la existencia de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.
La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia. Los principales accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas de impacto con múltiples anillos concéntricos, con los escarpes, crestas y depósitos a ellas asociadas, y cadenas de cráteres . A pequeña escala, la superficie es variada y consiste en pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas por un litoral bajo compuesto de material oscuro. La edad absoluta de los accidentes geográficos se desconoce. Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular, además de una ionosfera relativamente fuerte. Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una lenta acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación química. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación química parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.
La
probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto
indica que puede o podría haber albergado vida. Sin embargo, esto es
menos probable que en el satélite Europa. Diversas sondas espaciales
como la Pioneer 10 y 11 o la Galileo y la Cassini han
estudiado el satélite. Calisto está considerado el lugar más acogedor
para una base humana en una futura exploración del sistema joviano. El
análisis de alta resolución del espectro de las ondas infrarrojas y
ultravioletas obtenidas por la sonda Galileo ha revelado diversos
materiales independientes del hielo en la superficie: hidrosilicatos de
hierro y magnesio, dióxido de carbono, dióxido de azufre, posiblemente
amoníaco y diversos compuestos orgánicos. La información espectral
indica también que la superficie del satélite es extremadamente
heterogénea a pequeña escala. Pequeñas y brillantes zonas de agua helada
se entremezclan con zonas compuestas de una combinación de roca y
hielo, y con extensas áreas oscuras de materiales independientes del
hielo. La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal, el hemisferio que muestra la cara hacia el movimiento orbital, es más
oscuro que el hemisferio trasero. Esto es diferente a los otros tres
satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario. Se cree que
el hemisferio trasero de Calisto es abundante en dióxido de carbono,
mientras que el hemisferio principal es más abundante en dióxido de
azufre.
La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal (el hemisferio que muestra la cara hacia el movimiento orbital) es más oscuro que el hemisferio trasero. Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario. Se cree que el hemisferio «atrasado» de Calisto es abundante en dióxido de carbono, mientras que el hemisferio principal es más abundante en dióxido de azufre. La antigua superficie de Calisto es una de las que poseen un mayor número de cráteres del sistema solar. De hecho, la superficie de Calisto está tan saturada de cráteres que no podrían formarse nuevos sin afectar a los antiguos. La geología a gran escala es relativamente simple; no hay grandes montañas, volcanes ni otros accidentes geográficos de origen tectónico. Los cráteres de impacto y las cuencas de impacto con múltiples anillos, junto con las fracturas, escarpas y depósitos asociados a estas cuencas, son las únicas grandes estructuras que se encuentran en la superficie del satélite. El diámetro de los cráteres de impacto observados va desde los 0,1 km, límite de resolución de las imágenes, hasta más de 100 km, sin contar las cuencas con múltiples anillos. Los cráteres pequeños, menores de 5 km de diámetro, son simples depresiones en forma de cuenco o de plato hondo. Los cráteres de entre 5 y 40 km suelen tener un pico central. Los cráteres mayores, con diámetros de 25 a 100 km aproximadamente, en vez de tener un pico central, tienen un hoyo en su centro, como el cráter Tindr.
La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal (el hemisferio que muestra la cara hacia el movimiento orbital) es más oscuro que el hemisferio trasero. Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario. Se cree que el hemisferio «atrasado» de Calisto es abundante en dióxido de carbono, mientras que el hemisferio principal es más abundante en dióxido de azufre. La antigua superficie de Calisto es una de las que poseen un mayor número de cráteres del sistema solar. De hecho, la superficie de Calisto está tan saturada de cráteres que no podrían formarse nuevos sin afectar a los antiguos. La geología a gran escala es relativamente simple; no hay grandes montañas, volcanes ni otros accidentes geográficos de origen tectónico. Los cráteres de impacto y las cuencas de impacto con múltiples anillos, junto con las fracturas, escarpas y depósitos asociados a estas cuencas, son las únicas grandes estructuras que se encuentran en la superficie del satélite. El diámetro de los cráteres de impacto observados va desde los 0,1 km, límite de resolución de las imágenes, hasta más de 100 km, sin contar las cuencas con múltiples anillos. Los cráteres pequeños, menores de 5 km de diámetro, son simples depresiones en forma de cuenco o de plato hondo. Los cráteres de entre 5 y 40 km suelen tener un pico central. Los cráteres mayores, con diámetros de 25 a 100 km aproximadamente, en vez de tener un pico central, tienen un hoyo en su centro, como el cráter Tindr.
Un
pequeño número de brillantes cráteres muy grandes, de diámetro superior
a 100 km, muestran una geometría extraña en sus domos. Son anormalmente
bajos y podrían ser formas de transición hacia las cuencas con
múltiples anillos. Los cráteres de Calisto son poco profundos si se
comparan con los que hay en el único satélite de la Tierra, la Luna. Los
accidentes geológicos más prominentes de Calisto son las cuencas con
múltiples anillos. Dos de ellos son enormes, Valhalla es la mayor, con
una región brillante central de 600 kilómetros de diámetro, mientras que
los anillos se extienden a 1800 km del centro. La segunda mayor es
Asgard, que mide unos 1600 km. Estas estructuras con múltiples anillos
probablemente son el resultado de una fracturación concéntrica de la
litosfera después del impacto. Esta litosfera debía de reposar sobre un
lecho de materiales blandos, incluso líquidos, posiblemente un océano.
Otros accidentes geográficos prominentes de este satélite son las
catenae. Las catenae, por ejemplo la Gomul Catena, son largas cadenas de
cráteres de impacto en línea recta. Fueron creadas probablemente por
objetos que se fragmentaron debido a las fuerzas de marea a su paso
cerca de Júpiter y después impactaron en Calisto, o bien por impactos
muy oblicuos. Un ejemplo relativamente reciente de este tipo de objeto
es el cometa Shoemaker-Levy 9, que colisionó contra Júpiter en el año
1994.
Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono, y probablemente oxígeno. Con una atmósfera tan escasa como esta las moléculas se escaparían en sólo cuatro días; por eso, tiene que haber algún fenómeno que reponga el CO2 que se pierde. La ya mencionada sublimación produce dióxido de carbono; por lo tanto, la hipótesis de la sublimación es compatible con esta teórica reposición de la atmósfera. La ionosfera de Calisto fue detectada durante los vuelos de la sonda Galileo sobre este satélite. La densidad de electrones relativamente alta de la ionosfera no se puede explicar solamente por la fotoionización del dióxido de carbono de la atmósfera. Por eso, se cree que la atmósfera de Calisto podría estar en realidad dominada por oxígeno molecular, de 10 a 100 veces más abundante que el dióxido de carbono. No obstante, no se han encontrado pruebas directas de la presencia de oxígeno en la atmósfera de Calisto. Observaciones del Telescopio Espacial Hubble han establecido un límite superior a su posible concentración en la atmósfera basadas en dicha falta de detección, límite que todavía es compatible con las medidas en la ionosfera. Asimismo, el Hubble detectó oxígeno condensado y atrapado en la superficie de Calisto.
Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono, y probablemente oxígeno. Con una atmósfera tan escasa como esta las moléculas se escaparían en sólo cuatro días; por eso, tiene que haber algún fenómeno que reponga el CO2 que se pierde. La ya mencionada sublimación produce dióxido de carbono; por lo tanto, la hipótesis de la sublimación es compatible con esta teórica reposición de la atmósfera. La ionosfera de Calisto fue detectada durante los vuelos de la sonda Galileo sobre este satélite. La densidad de electrones relativamente alta de la ionosfera no se puede explicar solamente por la fotoionización del dióxido de carbono de la atmósfera. Por eso, se cree que la atmósfera de Calisto podría estar en realidad dominada por oxígeno molecular, de 10 a 100 veces más abundante que el dióxido de carbono. No obstante, no se han encontrado pruebas directas de la presencia de oxígeno en la atmósfera de Calisto. Observaciones del Telescopio Espacial Hubble han establecido un límite superior a su posible concentración en la atmósfera basadas en dicha falta de detección, límite que todavía es compatible con las medidas en la ionosfera. Asimismo, el Hubble detectó oxígeno condensado y atrapado en la superficie de Calisto.
Que
la diferenciación química de Calisto sea parcial, es decir, incompleta,
se debe al hecho de que nunca se ha calentado la suficiente como para
que su componente de hielo se haya fundido. Por lo tanto, el modelo más
probable de su formación es una lenta acreción en la subnebulosa joviana
de baja densidad, un disco de polvo y gas que existía alrededor de
Júpiter después de su formación. El tercer satélite mayor del Sistema Solar, entonces, se formó en un período de entre 0,1 y 10 millones de
años. El actual conocimiento de la evolución geológica de Calisto no
contradice la presencia de un océano de agua líquida en su interior.
Esto está relacionado con la extraña conducta del punto de fusión del
hielo, que disminuye con la presión, cuando la presión alcanza los 2 070
bar. En los modelados de Calisto se calcula que entre 100 y 200 km de
profundidad la temperatura estaría muy cerca o sobrepasaría ligeramente
esta temperatura de fusión. La presencia de pequeñas cantidades de
amoníaco garantizaría la existencia de un océano, ya que este compuesto
químico reduce todavía más la temperatura de fusión del hielo. Mientras
que Calisto es en general, bastante similar a Ganímedes, parece tener
una historia geológica mucho más simple. La superficie se formó
principalmente bajo la influencia de los impactos. Al contrario que en
Ganímedes, hay pocos indicios de actividad tectónica.
Fotografía Original 1
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3
Fotografía Original 4
Crédito: Universo Mágico
Fotografía Original 2
Fotografía Original 3
Fotografía Original 4
Crédito: Universo Mágico
| Nombre | Magnitud | Datos |
| Calisto | 5.65 | Solar System Explorer |
