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Articulo de referencia

Calisto (luna)

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Calisto ( / k ə ˈ l ɪ s t oʊ / kə- LIST -oh ) es la segunda luna más grande de Júpiter , después de Ganímedes . También es la tercera luna más grande del Sistema Solar , después de Ganímedes y Titán , la luna de Saturno , y casi tan grande como el planeta Mercurio . Con un diámetro deCalisto, de 4821  km , es aproximadamente un tercio más grande que la Luna de la Tierra y orbita Júpiter a una distancia promedio de 1,883 millones de km, lo que es aproximadamente cinco veces más lejos que la Luna que orbita la Tierra. Es la más externa de las cuatro grandes lunas galileanas de Júpiter, [ 3 ] que fueron descubiertas en 1610 con uno de los primeros telescopios , y hoy es visible desde la Tierra con binoculares comunes .

La superficie de Calisto es la más antigua y con mayor cantidad de cráteres del Sistema Solar, con la superficie casi completamente cubierta de cráteres de impacto. [ 11 ] [ 12 ] No muestra ninguna señal de procesos subsuperficiales como la tectónica de placas o el vulcanismo , y se cree que evolucionó predominantemente bajo la influencia de impactos . [ 13 ] Las características superficiales prominentes incluyen estructuras de múltiples anillos , cráteres de impacto de diversas formas y cadenas de cráteres llamadas catenas y escarpes , crestas y depósitos asociados . [ 13 ] A pequeña escala, la superficie es variada y está compuesta por pequeños depósitos de escarcha brillantes en las puntas de los puntos altos, rodeados por una capa baja y lisa de material oscuro. [ 7 ] Se cree que esto resulta de la degradación impulsada por la sublimación de pequeñas formas del relieve , lo cual está respaldado por el déficit general de pequeños cráteres de impacto y la presencia de numerosos pequeños nódulos, considerados sus remanentes. [ 14 ] No se conocen las edades absolutas de las formas del relieve.

Calisto está compuesta de cantidades aproximadamente iguales de roca y hielo , con una densidad de aproximadamente1,83  g/cm³ , la menor densidad y gravedad superficial de las lunas principales de Júpiter. Los compuestos detectados espectroscópicamente en la superficie incluyen hielo de agua , [ 15 ] dióxido de carbono , silicatos y compuestos orgánicos . La investigación realizada por la nave espacial Galileo reveló que Calisto puede tener un pequeño núcleo de silicatos y posiblemente un océano subsuperficial de agua líquida [ 15 ] a profundidades mayores que100  km . [ 16 ] [ 17 ]

No está en resonancia orbital como los otros tres satélites galileanos — Io , Europa y Ganímedes — y por lo tanto no está apreciablemente calentado por mareas . [ 18 ] La rotación de Calisto está bloqueada por mareas a su órbita alrededor de Júpiter, de modo que siempre mira en la misma dirección, haciendo que Júpiter parezca estar directamente sobre su lado cercano. Está menos afectada 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. [ 19 ] [ 20 ] Calisto está rodeada por una atmósfera extremadamente delgada compuesta de dióxido de carbono [ 9 ] y probablemente oxígeno molecular , [ 10 ] así como por una ionosfera bastante intensa . [ 21 ] Se cree que Calisto se formó por acreción lenta del disco de gas y polvo que rodeaba a Júpiter después de su formación. [ 22 ] La acreción gradual de Calisto y la falta de calentamiento por mareas significaron que no había suficiente calor disponible para una diferenciación rápida . 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 subsuperficial a una profundidad de 100–150 km y un pequeño núcleo  rocoso . [ 23 ]

La probable presencia de un océano en Calisto deja abierta la posibilidad de que albergue vida . Sin embargo, se cree que las condiciones son menos favorables que las de la cercana Europa . [ 24 ] Varias sondas espaciales, incluidas las Pioneer 10 y 11 , Galileo y Cassini , han estudiado Calisto. Debido a sus bajos niveles de radiación , Calisto ha sido considerada durante mucho tiempo la más adecuada para establecer posibles futuras misiones tripuladas para estudiar el sistema joviano. [ 25 ]

Historia

Descubrimiento

Calisto fue descubierta independientemente por Simon Marius y Galileo Galilei en 1610, junto con las otras tres grandes lunas de Júpiter: Ganímedes , Io y Europa . [ 1 ]

Nombre

Calisto, al igual que muchas de las lunas de Júpiter, recibe su 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 ) asociada con la diosa de la caza, Artemisa . [ 26 ] El nombre fue sugerido por Simón Mario poco después del descubrimiento de Calisto. [ 27 ] Mario atribuyó la sugerencia a Johannes Kepler . [ 26 ]

Los poetas culpan mucho a Júpiter por sus amores erráticos. Se mencionan especialmente tres doncellas que fueron cortejadas clandestinamente por Júpiter con éxito: Io, hija del río Ínaco; Calisto, de Licaón; y Europa, de Agenor. Luego estaba Ganímedes, el apuesto hijo del rey Tros, a quien Júpiter, transformado en águila, llevó al cielo sobre su lomo, según cuentan los poetas de forma fabulosa... Creo, pues, que no habré cometido ningún error si a la primera la llamo Io, a la segunda Europa, a la tercera, por su majestuosidad de luz, Ganímedes, y a la cuarta Calisto... [ 28 ] [ 29 ]

Sin embargo, los nombres de los satélites galileanos cayeron en desuso durante un tiempo considerable y no se retomaron hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica antigua, Calisto se menciona con su designación en números romanos, un sistema introducido por Galileo, como Júpiter IV o como «el cuarto satélite de Júpiter». [ 30 ]

No existe una forma adjetival inglesa establecida para el nombre. La forma adjetival del griego Καλλιστῴ Kallistōi es Καλλιστῴος Kallistōi-os , de la cual se podría esperar el latín Callistōius y el inglés *Callistóian (con 5 sílabas), paralelo a Sapphóian (4 sílabas) para Sapphō i [ 31 ] y Letóian para Lētō i . [ 32 ] Sin embargo, el subíndice iota a menudo se omite en tales nombres griegos (cf. Inóan [ 33 ] de Īnō i [ 34 ] y Argóan [ 35 ] de Argō i [ 36 ] ), y de hecho se encuentra la forma análoga Callistoan . [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ] En Virgilio, aparece una segunda raíz oblicua en latín: Callistōn-, [ 40 ] pero el calistoniano correspondiente rara vez ha aparecido en inglés. [ 41 ] También se ven formas ad hoc , como Calistan , [ 14 ] Callistian [ 42 ] y Callistean . [ 43 ] [ 44 ]

En la literatura astronómica, las lunas planetarias distintas de la Tierra nunca recibieron símbolos. Denis Moskowitz, ingeniero de software que diseñó la mayoría de los símbolos de los planetas enanos , propuso una kappa griega (la inicial de Calisto) combinada con la barra transversal del símbolo de Júpiter como símbolo de Calisto ( ). Este símbolo no se usa ampliamente. [ 45 ]

Órbita y rotación

Las lunas galileanas alrededor de Júpiter: Júpiter · Io · Europa · Ganímedes · Calisto              

Calisto es la más externa de las cuatro lunas galileanas de Júpiter. Orbita a una distancia de aproximadamente 1,88 millones  de km (26,3 veces el  radio de 71 492 km del propio Júpiter). [ 3 ] Esto es significativamente mayor que el radio orbital —1,07 millones de  km— del siguiente satélite galileano más cercano, Ganímedes. Como resultado de esta órbita relativamente distante, Calisto no participa en ninguna resonancia de movimiento medio —en la que los tres satélites galileanos interiores están sincronizados— y probablemente nunca lo ha hecho. [ 18 ] Se espera que Calisto sea capturada en la resonancia dentro de unos 1500 millones de años, completando así la cadena 1:2:4:8. [ 46 ]

Como la mayoría de las lunas planetarias regulares, la rotación de Calisto está sincronizada con su órbita. [ 4 ] La duración del día de Calisto, que es simultáneamente su período orbital , es de aproximadamente 16,7 días terrestres. Su órbita es ligeramente excéntrica e inclinada con respecto al 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 de 0,0072–0,0076 y 0,20–0,60°, respectivamente. [ 18 ] Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre los ejes de rotación y orbital) varíe entre 0,4 y 1,6°. [ 47 ]

El aislamiento dinámico de Calisto significa que nunca ha sido calentada por mareas de manera apreciable , lo que tiene consecuencias importantes para su estructura interna y evolución . [ 48 ] 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 las otras lunas galileanas, la irradiación de partículas cargadas ha tenido un efecto relativamente menor en la superficie de Calisto. [ 19 ] 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 un poco más de diez veces mayor que la radiación de fondo promedio de la Tierra, [ 49 ] [ 50 ] pero menor que en la órbita terrestre baja o en Marte .

Características físicas

Composición

Comparación de tamaños de la Tierra , la Luna y Calisto
Espectros de infrarrojo cercano de llanuras oscuras con cráteres (rojo) y de la estructura de impacto de Asgard (azul), que muestran la presencia de más hielo de agua ( bandas de absorción de 1 a 2 μm ) [ 51 ] y menos material rocoso dentro de Asgard.

La densidad media de Calisto, 1,83  g/cm³ , [ 4 ] sugiere una composición de partes aproximadamente iguales de material rocoso y hielo de agua , con algunos hielos volátiles adicionales como el amoníaco . [ 16 ] La fracción de masa de hielos es del 49-55%. [ 16 ] [ 23 ] No se conoce la composición exacta del componente rocoso de Calisto , pero probablemente sea cercana a la composición de las condritas ordinarias de tipo L/LL , [ 16 ] que se caracterizan por menos hierro total , menos hierro metálico y más óxido de hierro que las condritas H. La relación de peso de hierro a silicio es de 0,9-1,3 en Calisto, mientras que la relación solar es de alrededor de 1:8. [ 16 ]

La superficie de Calisto tiene un albedo de aproximadamente el 20%. [ 7 ] Se cree que su composición superficial es ampliamente 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. [ 7 ] El hielo de agua parece ser omnipresente en la superficie de Calisto, con una fracción de masa del 25-50%. [ 17 ] El análisis de espectros de alta resolución, infrarrojo cercano y UV obtenidos por la nave espacial Galileo y desde tierra ha revelado varios materiales no helados: silicatos hidratados que contienen magnesio y hierro , [ 7 ] dióxido de carbono , [ 52 ] dióxido de azufre , [ 53 ] y posiblemente amoníaco y varios compuestos orgánicos . [ 7 ] [ 17 ] 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 extensas hechas de un material que no es hielo. [ 7 ] [ 13 ]

La superficie de Calisto es asimétrica: el hemisferio delantero [ g ] es más oscuro que el trasero. Esto es diferente de otros satélites galileanos , donde ocurre lo contrario. [ 7 ] El hemisferio trasero [ g ] de Calisto parece estar enriquecido en dióxido de carbono , mientras que el hemisferio delantero tiene más dióxido de azufre . [ 54 ] Muchos cráteres de impacto recientes como Lofn también muestran enriquecimiento en dióxido de carbono. [ 54 ] En general, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, puede ser cercana a la que se observa en los asteroides de tipo D , [ 13 ] cuyas superficies están hechas de material carbonáceo .

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 superficie maltrecha de Calisto se encuentra sobre una litosfera fría, rígida y helada que tiene entre 80 y 150  km de espesor. [ 16 ] [ 23 ] Un océano salado de 150–200  km de profundidad puede encontrarse debajo de la corteza , [ 16 ] [ 23 ] indicado por estudios de los campos magnéticos alrededor de Júpiter y sus lunas. [ 55 ] [ 56 ] Se encontró 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. [ 56 ] 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. [ 23 ] En este caso, la capa de agua y hielo puede tener un espesor de hasta 250–300  km. [ 16 ] Si no hay océano, la litosfera helada puede ser algo más gruesa, hasta unos 300  km.

Debajo de la litosfera y el supuesto océano, el interior de Calisto no parece ser ni completamente uniforme ni particularmente variable. Los datos del orbitador Galileo [ 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 aumentando con la profundidad debido a la sedimentación parcial de sus constituyentes. [ 16 ] [ 57 ] En otras palabras, Calisto puede estar solo parcialmente diferenciado . La densidad y el momento de inercia para un Calisto en equilibrio son compatibles con la existencia de un pequeño núcleo de silicato en el centro del planeta. El radio de cualquier núcleo de este tipo no puede exceder los 600  km, y la densidad puede estar entre 3,1 y 3,6  g/ cm³ . [ 4 ] [ 16 ] En este caso, el interior de Calisto estaría en marcado contraste con el de Ganímedes , que parece estar completamente diferenciado. [ 17 ] [ 58 ]

Sin embargo, un reanálisis de datos de Galileo de 2011 sugiere que Calisto no está en equilibrio hidrostático. [ 59 ] En ese caso, los datos de gravedad podrían ser más consistentes con un Calisto más diferenciado con un núcleo de silicato hidratado. [ 60 ]

Características de la superficie

Imagen de Galileo de llanuras craterizadas, que ilustra el alisamiento local generalizado de la superficie de Calisto.

La antigua superficie de Calisto es una de las más craterizadas del Sistema Solar. [ 61 ] De hecho, la densidad de cráteres está cerca de la saturación : cualquier cráter nuevo tenderá a borrar uno más antiguo. La geología a gran escala es relativamente simple; en Calisto no hay grandes montañas, volcanes ni otras características tectónicas endógenas . [ 62 ] Los cráteres de impacto y las estructuras multianulares —junto con las fracturas , escarpes y depósitos asociados— son las únicas características de gran tamaño que se encuentran en la superficie. [ 13 ] [ 62 ]

La superficie de Calisto se puede dividir en varias partes geológicamente diferentes: llanuras craterizadas, llanuras claras, llanuras lisas brillantes y oscuras, y varias unidades asociadas con estructuras multianulares y cráteres de impacto particulares. [ 13 ] [ 62 ] Las llanuras craterizadas constituyen la mayor parte del área de la superficie y representan la litosfera antigua , 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 cráteres grandes llamados palimpsestos , [ i ] las partes centrales de estructuras multianulares y parches aislados en las llanuras craterizadas. [ 13 ] Se cree que estas llanuras claras son depósitos de impacto de hielo. Las llanuras brillantes y lisas 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 craterizadas. Se pensaba que estaban relacionadas con la actividad endógena, pero las imágenes de alta resolución de Galileo mostraron que las llanuras brillantes y lisas se correlacionan con terreno muy fracturado y accidentado y no muestran signos de renovación de la superficie. [ 13 ] Las imágenes de Galileo también revelaron pequeñas áreas oscuras y lisas con una cobertura total inferior a 10 000 km²  , que parecen encajonarse [ j ] en el terreno circundante. Son posibles depósitos criovolcánicos . [ 13 ] Tanto las llanuras claras como las diversas llanuras lisas son algo más jóvenes y menos craterizadas que las llanuras craterizadas de fondo. [ 13 ] [ 63 ]

Cráter de impacto Hár con una cúpula central. Cadenas de cráteres secundarios , formados a partir 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 multianulares. [ 13 ] Los cráteres pequeños, con diámetros menores de 5  km, tienen formas simples de cuenco o fondo plano. Aquellos de 5 a 40  km de diámetro generalmente tienen un pico central. Las características de impacto más grandes, con diámetros en el rango de 25 a 100  km, tienen fosas centrales en lugar de picos, como el cráter Tindr . [ 13 ] Los cráteres más grandes con diámetros superiores a 60  km pueden tener domos centrales, que se cree que resultan del levantamiento tectónico central después de un impacto; [ 13 ] 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 domo anómala. Estos son inusualmente poco profundos y pueden ser una forma de relieve de transición a las estructuras multianulares, como la característica de impacto de Lofn. [ 13 ] Los cráteres de Calisto son generalmente menos profundos que los de la Luna .

Imagen de Valhalla tomada por la Voyager 1 , una estructura de impacto multianular de 3.800 km de diámetro.

Las características de impacto más grandes en la superficie de Calisto son cuencas multianulares. [ 13 ] [ 62 ] Valhalla es la más grande, con una región central brillante de 600  km de diámetro y anillos que se extienden hasta 1800  km desde el centro (ver figura). [ 64 ] La segunda más grande es Asgard , que mide aproximadamente 1600  km de diámetro. [ 64 ] Las estructuras multianulares probablemente se originaron como resultado de una fractura concéntrica posterior al impacto de la litosfera que yace sobre una capa de material blando o líquido, posiblemente un océano. [ 37 ] Las catenas —por ejemplo, la Catena de Gomul— son largas cadenas de cráteres de impacto alineados en líneas rectas a través de la superficie. Probablemente fueron creadas por objetos que fueron perturbados por las mareas al pasar cerca de Júpiter antes del impacto en Calisto, o por impactos muy oblicuos . [ 13 ] Un ejemplo histórico de una 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. [ 7 ] Las imágenes de alta resolución de Galileo mostraron que las manchas brillantes se ubican predominantemente en características elevadas de la superficie: bordes de cráteres , escarpes , crestas y montículos. [ 7 ] Es probable que sean depósitos delgados de escarcha de agua . El material oscuro generalmente se encuentra en las tierras bajas que rodean y cubren las características brillantes y parece ser liso. A menudo forma manchas de hasta 5 km de ancho dentro de los fondos de los cráteres y en las depresiones intercráteres. [ 7 ] 

En una escala subkilométrica, la superficie de Calisto está más degradada que las superficies de otras lunas galileanas heladas . [ 7 ] Típicamente hay un déficit de pequeños cráteres de impacto con diámetros menores a 1  km en comparación con, por ejemplo, las llanuras oscuras de Ganímedes . [ 13 ] En lugar de pequeños cráteres, las características superficiales casi omnipresentes son pequeños nódulos y hoyos. [ 7 ] Se cree que los nódulos representan restos de bordes de cráteres degradados por un proceso aún incierto. [ 14 ] El proceso candidato más probable es la lenta sublimación del hielo, que se ve favorecida por una temperatura de hasta 165 K , alcanzada en un punto subsolar. [ 7 ] Dicha sublimación de agua u otros volátiles del hielo sucio que es la roca madre causa su descomposición. Los restos no helados forman avalanchas de escombros que descienden de las laderas de las paredes del cráter. [ 14 ] Tales avalanchas se observan a menudo cerca y dentro de los cráteres de impacto y se denominan "delantales de escombros". [ 7 ] [ 13 ] [ 14 ] A veces, las paredes de los cráteres están cortadas por incisiones sinuosas en forma de valle llamadas "barrancos", que se asemejan a ciertas características de la superficie marciana . [ 7 ] En la hipótesis de sublimación del hielo, el material oscuro de baja altitud se interpreta como una capa de escombros principalmente no helados, que se originó en los bordes degradados de los cráteres y ha cubierto un lecho rocoso predominantemente helado. 

Las edades relativas de las diferentes unidades superficiales en Calisto se pueden determinar a partir de la densidad de cráteres de impacto en ellas. Cuanto más antigua es la superficie, mayor es la densidad de cráteres. [ 65 ] No se ha realizado una datación absoluta, pero basándose en consideraciones teóricas, se cree que las llanuras craterizadas tienen ~4.500 millones de años, remontándose casi a la formación del Sistema Solar . Las edades de las estructuras multianulares y los cráteres de impacto dependen de las tasas de cráterización de fondo elegidas y diferentes autores estiman que varían entre 1 y 4.000 millones de años. [ 13 ] [ 61 ]  

Atmósfera e ionosfera

Campo magnético inducido alrededor de Calisto

Calisto posee una atmósfera extremadamente delgada y sin colisiones compuesta principalmente de dióxido de carbono y oxígeno molecular (O₂ ) . [ 9 ] [ 66 ] Si bien el CO₂ fue el primer constituyente identificado, la presencia de un componente sustancial de O₂ se ha inferido a través de observaciones de la densidad ionosférica de la luna y emisiones aurorales ultravioleta lejanas. [ 67 ] [ 68 ] El componente de CO₂ fue detectado inicialmente por el espectrómetro de mapeo de infrarrojo cercano Galileo (NIMS) a través de una característica de absorción prominente a 4,22 μm . [ 69 ] Análisis espectrales recientes de instalaciones terrestres han confirmado que este CO₂ no es simplemente localizado, sino que existe como una delgada envoltura gaseosa global. La presión superficial se estima en 7,5 picobares (0,75 μPa ), lo que corresponde a una densidad de partículas neutras de ≈ 4 x 10⁸ cm⁻³ . Sin embargo, la densidad de columna de oxígeno molecular inferida es significativamente mayor, con valores en el rango de 4 x 10 14 cm −2 a 4 x 10 15 cm −2 dependiendo del ángulo cenital solar y la posición orbital.

Debido a que esta exosfera se considera no colisional y se agotaría por escape atmosférico en escalas de tiempo de aproximadamente cuatro años, requiere reposición continua. [ 9 ] Es probable que el CO 2 se mantenga por la sublimación impulsada por el sol del hielo de CO 2 atrapado dentro del regolito superficial; un proceso consistente con el modelo de "sublimación-degradación" de la geomorfología de Calisto. [ 69 ] [ 70 ] La fuente de O 2 sigue siendo un tema de debate activo. El modelado cinético actual indica que la radiólisis estándar del hielo superficial expuesto (alrededor del ~10% de la superficie total para el modelo) no logra explicar las densidades de O 2 observadas por dos o tres órdenes de magnitud. Incluso si un modelo asume que la superficie es 100% hielo, la radiólisis inducida en el hielo aún sería una fuente insuficiente para producir los valores inferidos de las observaciones [ 66 ] .

Esta discrepancia se conoce como el "enigma del oxígeno". [ 66 ] Esta discrepancia en el suministro se ve exacerbada por la interacción ionosférica de la luna con el plasma magnetosférico de Júpiter. [ 71 ] El modelado híbrido demuestra que la ionosfera de Calisto desvía eficazmente el flujo de plasma magnetosférico alrededor de la luna, protegiendo la superficie y reduciendo la eficiencia de la producción impulsada por radiólisis. Para resolver esta brecha, la investigación actual sugiere que la exosfera podría ser abastecida por un reservorio de O₂ atrapado dentro del regolito poroso o granos de hielo alterados por radiación, que luego se libera térmicamente a la atmósfera.

La ionosfera de Calisto se identificó inicialmente mediante ocultaciones radioeléctricas de Galileo, que revelaron densidades electrónicas máximas que oscilaban entre aproximadamente 1,5 y 1,7 x 10⁴ cm⁻³ . [ 21 ] Debido a que la fotoionización del dióxido de carbono atmosférico conocido es insuficiente para mantener estas densidades, se infirió que la exosfera está dominada por oxígeno molecular, con abundancias estimadas entre 10 y 100 veces mayores que las del CO₂ . [ 10 ] [ 21 ] Si bien el O₂ en fase gaseosa eludió la detección directa durante más de dos décadas, su presencia se confirmó en 2023 mediante la observación de líneas de emisión de oxígeno prohibidas mientras la luna estaba en eclipse. [ 68 ]

También se ha detectado hidrógeno atómico en la atmósfera de Calisto mediante el análisis de datos del Telescopio Espacial Hubble de 2001. [ 72 ] Se reexaminaron imágenes espectrales tomadas el 15 y el 24 de diciembre de 2001, revelando una señal débil de luz dispersa que indica una corona de hidrógeno. El brillo observado de la luz solar dispersa en la corona de hidrógeno de Calisto es aproximadamente dos veces mayor cuando se observa el hemisferio delantero. Esta asimetría puede originarse por una diferente abundancia de hidrógeno en ambos hemisferios, delantero y trasero. Sin embargo, es probable que esta diferencia hemisférica en el brillo de la corona de hidrógeno de Calisto se origine por la extinción de la señal en la geocorona de la Tierra , que es mayor cuando se observa el hemisferio trasero. [ 73 ] Esta detección respalda restricciones anteriores del Telescopio Espacial Hubble que estimaron que la densidad de columna de O 2 es significativamente alta, en el rango de ~10 15 cm −2 . [ 67 ] Las observaciones espectroscópicas también muestran que el oxígeno molecular existe en un estado condensado atrapado dentro del hielo superficial, lo que sugiere un intercambio continuo entre el regolito superficial y la exosfera gaseosa. [ 74 ]

Origen y evolución

La diferenciación parcial de Calisto (inferida, por ejemplo, a partir de mediciones del momento de inercia) significa que nunca se ha calentado lo suficiente como para fundir su componente de hielo. [ 23 ] Por lo tanto, el modelo más favorable de su formación es una acreción lenta en la subnebulosa joviana de baja densidad , un disco de gas y polvo que existía alrededor de Júpiter después de su formación. [ 22 ] Una etapa de acreción tan prolongada permitiría que el enfriamiento compensara en gran medida la acumulación de calor causada por impactos, desintegración radiactiva y contracción, evitando así la fusión y la diferenciación rápida. [ 22 ] La escala de tiempo admisible para la formación de Calisto se encuentra entonces en el rango de 0,1  millones a 10  millones de años. [ 22 ]

Vistas de montículos de hielo erosionados (arriba) y mayormente erosionados (abajo) (~100  m de altura), posiblemente formados a partir de los materiales eyectados por un antiguo impacto.

La evolución posterior de Calisto tras la acreción estuvo determinada por el equilibrio entre el calentamiento radiactivo , el enfriamiento por conducción térmica cerca de la superficie y la convección en estado sólido o subsolidus en el interior. [ 48 ] Los detalles de la convección subsolidus en el hielo son la principal fuente de incertidumbre en los modelos de todas las lunas heladas . Se sabe que se desarrolla cuando la temperatura está suficientemente cerca del punto de fusión , debido a la dependencia de la viscosidad del hielo con la temperatura . [ 75 ] La convección subsolidus en cuerpos helados es un proceso lento con movimientos de hielo del orden de 1  centímetro por año, pero es, de hecho, un mecanismo de enfriamiento muy efectivo en escalas de tiempo largas. [ 75 ] 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 convectúa en el régimen subsolidus. [ 23 ] [ 75 ] Para Calisto, la capa conductora externa 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. [ 75 ] [ 76 ] La convección en las partes internas de Calisto puede estar estratificada, porque bajo las altas presiones que se encuentran allí, el hielo de agua existe en diferentes fases cristalinas, desde el hielo I en la superficie hasta el hielo VII en el centro. [ 48 ] El inicio temprano de la convección subsolidus en el interior de Calisto podría haber evitado la fusión 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 que continúe hasta el día de hoy. [ 76 ]

La comprensión actual de la evolución de Calisto permite la existencia de una capa o "océano" de agua líquida en su interior. Esto está relacionado con el comportamiento anómalo de la temperatura de fusión de la fase de hielo I, que disminuye con la presión , alcanzando temperaturas tan bajas como 251  K a 2070  bar (207 MPa ). [ 23 ] En todos los modelos realistas de Calisto, la temperatura en la capa entre 100 y 200 km de profundidad es muy cercana a, o supera ligeramente, esta temperatura de fusión anómala. [ 48 ] [ 75 ] [ 76 ] La presencia incluso de pequeñas cantidades de amoníaco —alrededor del 1-2% en peso— prácticamente garantiza la existencia del líquido porque el amoníaco reduciría aún más la temperatura de fusión. [ 23 ]  

Aunque Calisto es muy similar en 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 . [ 13 ] A diferencia de la vecina Ganímedes con su terreno surcado, hay poca evidencia de actividad tectónica . [ 17 ] 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, [ 77 ] el mayor calentamiento mareal experimentado por Ganímedes, [ 78 ] y los impactos más numerosos y energéticos que habría sufrido Ganímedes durante el Bombardeo Intenso Tardío . [ 79 ] [ 80 ] [ 81 ] 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. [ 17 ]

Habitabilidad

De forma similar a las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes ; las lunas de Saturno , Encélado , Dione y Titán ; y la luna de Neptuno , Tritón , [ 82 ] el posible océano subsuperficial de Calisto podría estar compuesto de agua salada . Al igual que con Europa y Ganímedes, se ha planteado la idea de que podrían existir condiciones habitables e incluso vida microbiana extraterrestre en el océano, específicamente halófilos . [ 24 ] [ 83 ]

Sin embargo, las condiciones ambientales necesarias para la vida parecen ser menos favorables en Calisto que en Europa. Las razones principales son la falta de contacto con material rocoso y el menor flujo de calor del interior del planeta. [ 24 ] 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. [ 83 ] Se cree que, de todas las lunas de Júpiter, Europa tiene la mayor probabilidad de albergar vida microbiana . [ 24 ] [ 84 ]

Exploración

Previa al vuelo espacial

Harold Jeffreys sugirió una composición más ligera en 1923 , Gustav Tammann en 1931, [ 85 ] y en 1951 Jeffreys sugirió agua. [ 86 ]

Era espacial

Los encuentros de las sondas Pioneer 10 y Pioneer 11 con Júpiter a principios de la década de 1970 aportaron poca información nueva sobre Calisto en comparación con lo que ya se conocía a partir de observaciones terrestres. [ 7 ] El verdadero avance se produjo más tarde con los sobrevuelos de las sondas Voyager 1 y Voyager 2 en 1979. Estas sondas fotografiaron 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. [ 7 ] Una segunda ronda de exploración duró de 1994 a 2003, cuando la sonda Galileo tuvo ocho encuentros cercanos con Calisto; el último sobrevuelo, durante la órbita C30 en 2001, se acercó a tan solo 138  km de la superficie. El orbitador Galileo completó la obtención de imágenes globales de la superficie y proporcionó varias fotografías con una resolución de hasta 15  metros de áreas seleccionadas de Calisto. [ 13 ] En 2000, la nave espacial Cassini , en ruta a Saturno , adquirió espectros infrarrojos de alta calidad de los satélites galileanos, incluyendo Calisto. [ 52 ] En febrero-marzo de 2007, la sonda New Horizons, en su camino a Plutón, obtuvo nuevas imágenes y espectros de Calisto. [ 87 ]

Exploración futura

Calisto recibirá la visita de tres naves espaciales en un futuro próximo.

El Explorador de Lunas Heladas de Júpiter (JUICE) de la Agencia Espacial Europea , lanzado el 14 de abril de 2023, realizará 21 sobrevuelos cercanos a Calisto entre 2031 y 2034. [ 88 ] [ 89 ]

La sonda Europa Clipper de la NASA , lanzada el 14 de octubre de 2024, realizará nueve sobrevuelos cercanos a Calisto a partir de 2030. [ 90 ]

Se planea que el CNSA Tianwen-4 de China sea lanzado a Júpiter alrededor de 2030 antes de entrar en órbita alrededor de Calisto. [ 91 ] [ 92 ] [ 93 ]

Propuestas antiguas

La misión Europa Jupiter System Mission (EJSM) , que originalmente se propuso para su lanzamiento en 2020, fue una propuesta conjunta de la NASA y la ESA para la exploración de las lunas de Júpiter . En febrero de 2009 se anunció que la ESA y la NASA habían dado prioridad a esta misión por encima de la misión Titan Saturn System Mission . [ 94 ] En ese momento, la contribución de la ESA aún enfrentaba competencia de financiación por parte de otros proyectos de la ESA. [ 95 ] La EJSM consistía en el Jupiter Europa Orbiter , liderado por la NASA , el Jupiter Ganymede Orbiter, liderado por la ESA, y posiblemente un Jupiter Magnetospheric Orbiter, liderado por la JAXA .

Exploración y habitabilidad tripuladas potenciales

Representación artística de una base en Calisto [ 96 ]

En 2003, la NASA llevó a cabo un estudio conceptual llamado Exploración Humana de los Planetas Exteriores (HOPE, por sus siglas en inglés) sobre la futura exploración humana del Sistema Solar exterior . El objetivo elegido para ser considerado en detalle fue Calisto. [ 25 ] [ 97 ]

El estudio propuso una posible base en la superficie de Calisto que produciría combustible para cohetes para la exploración del Sistema Solar. [ 96 ] Entre las ventajas de una base en Calisto se incluyen la baja radiación (debido a su distancia de Júpiter) y la estabilidad geológica. Dicha base podría facilitar la exploración remota de Europa , o ser una ubicación ideal para una estación de paso en el sistema joviano que dé servicio a naves espaciales que se dirijan más al Sistema Solar exterior, utilizando la asistencia gravitatoria de un sobrevuelo cercano de Júpiter tras abandonar Calisto. [ 25 ]

En diciembre de 2003, la NASA informó que una misión tripulada a Calisto podría ser posible en la década de 2040. [ 98 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ El periapsis se deriva del semieje mayor ( a ) y la excentricidad ( e ):a(1−mi){\displaystyle a(1-e)}.
  2. ↑ La apoapsis se deriva del semieje mayor ( a ) y la excentricidad ( e ):a(1+mi){\displaystyle a(1+e)}.
  3. ↑ Área de superficie derivada del radio ( r ):4πr2{\displaystyle 4\pi r^{2}}.
  4. ↑ Volumen derivado del radio ( r ):43πr3{\displaystyle {\frac {4}{3}}\pi r^{3}}.
  5. ↑ Gravedad superficial derivada de la masa ( m ), la constante gravitacional ( G ) y el radio ( r ):GRAMOmetror2{\displaystyle {\frac {Gm}{r^{2}}}}.
  6. ↑ Velocidad de escape derivada de la masa ( m ), la constante gravitacional ( G ) y el radio ( r ):2GRAMOmetror{\displaystyle \textstyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}}.
  7. 1 2 El hemisferio delantero es el hemisferio que mira en la dirección del movimiento orbital; el hemisferio trasero mira en la dirección opuesta.
  8. ↑ El momento de inercia adimensional al que se hace referencia esI/(metror2){\displaystyle I/(mr^{2})}donde I es el momento de inercia, m la masa y r el radio máximo. Su valor es 0,4 para un cuerpo esférico homogéneo, pero menor que 0,4 si la densidad aumenta con la profundidad.
  9. ↑ En el caso de satélites helados, los palimpsestos se definen como características superficiales circulares brillantes, probablemente antiguos cráteres de impacto. [ 13 ]
  10. ↑ Embalse significa encerrar o resguardar, como en una bahía.

Referencias

  1. ^ Galilei, G. (13 de marzo de 1610) . Sidereo Nuncius .
  2. ↑ "Callisto" . Diccionario Lexico de inglés británico . Oxford University Press . Archivado del original el 22 de marzo de 2020.
  3. 1 2 3 4 5 6 "Parámetros orbitales medios de satélites planetarios" . Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto Tecnológico de California. Archivado del original el 3 de noviembre de 2013. Recuperado el 6 de julio de 2007 .
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 Anderson, JD; Jacobson, RA; McElrath, TP; Moore, WB; Schubert, G.; Thomas, PC (2001). "Forma, radio medio, campo gravitatorio y estructura interior de Calisto". Icarus . 153 (1): 157– 161. Bibcode : 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. pp. 281–306 . ISBN   978-0521035453OCLC 54081598. Archivado del original el 16 de abril de 2023. Consultado el 23 de julio de 2019 . 
  6. 1 2 3 Archinal, BA; Acton, CH; A'Hearn, MF; Conrad, A.; Consolmagno, GJ; Duxbury, T.; Hestroffer, D.; Hilton, JL; Kirk, RL; Klioner, SA; McCarthy, D.; Meech, K.; Oberst, J.; Ping, J.; Seidelmann, PK (2018). "Informe del Grupo de Trabajo de la IAU sobre Coordenadas Cartográficas y Elementos Rotacionales: 2015" . Mecánica Celeste y Astronomía Dinámica . 130 (3): 22. Bibcode : 2018CeMDA.130...22A . doi : 10.1007/s10569-017-9805-5 . ISSN 0923-2958 . 
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Moore, Jeffrey M .; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B.; et al. (2004). "Callisto" (PDF) . En Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Júpiter: El planeta, satélites y magnetosfera . Cambridge University Press. Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022. 
  8. ↑ "Satélites clásicos del sistema solar" . Observatorio ARVAL. Archivado del original el 9 de julio de 2011. Consultado el 13 de julio de 2007 .
  9. 1 2 3 4 5 Carlson, RW; et al. (1999). "Una tenue atmósfera de dióxido de carbono en la luna Calisto de Júpiter" (PDF) . Science . 283 (5403): 820– 821. Bibcode : 1999Sci...283..820C . CiteSeerX 10.1.1.620.9273 . doi : 10.1126/science.283.5403.820 . PMID 9933159. Archivado del original (PDF) el 3 de octubre de 2008. Recuperado el 10 de julio de 2007 .   
  10. ^ Liang , MC ; Carril, BF; Pappalardo, RT; et al. (2005). «Ambiente de Calisto» . Revista de investigaciones geofísicas . 110 (E2): E02003. Código Bib : 2005JGRE..110.2003L . doi : 10.1029/2004JE002322 . 
  11. ↑ "Calisto – Descripción general – Planetas – Exploración del sistema solar de la NASA" . Exploración del sistema solar de la NASA . Archivado del original el 28 de marzo de 2014.
  12. ↑ Glenday, Craig (2013). Libro Guinness de los Récords Mundiales 2014. Guinness World Records Limited. pág . 187. ISBN  978-1-908843-15-9.
  13. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 Greeley, R. ; Klemaszewski, JE; Wagner, L.; et al. (2000). "Vistas de Galileo sobre la geología de Calisto". Planetary and Space Science . 48 (9): 829– 853. Bibcode : 2000P & SS...48..829G . doi : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7 . 
  14. 1 2 3 4 5 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 de masas y degradación de formas del terreno en los satélites galileanos helados: resultados de la misión nominal Galileo" . Icarus . 140 (2): 294– 312. Bibcode : 1999Icar..140..294M . doi : 10.1006/icar.1999.6132 . Archivado del original el 29 de enero de 2019 . Consultado el 26 de agosto de 2018 .
  15. 1 2 Chang, Kenneth (12 de marzo de 2015). "De repente, parece que el agua está por todas partes en el sistema solar" . The New York Times . Archivado del original el 9 de mayo de 2020. Recuperado el 12 de marzo de 2015 .
  16. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 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 .
  17. 1 2 3 4 5 6 Showman, AP; Malhotra, R. (1 de octubre de 1999). "Los satélites galileanos". Science . 286 (5437): 77– 84. Bibcode : 1999Sci...286...77S . doi : 10.1126/science.286.5437.77 . PMID 10506564 . S2CID 9492520 .  
  18. 1 2 3 Musotto, Susana; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). "Simulaciones numéricas de las órbitas de los satélites galileanos". Ícaro . 159 (2): 500– 504. Bibcode : 2002Icar..159..500M . doi : 10.1006/icar.2002.6939 .
  19. 1 2 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) . Icarus . 139 (1): 133– 159. Bibcode : 2001Icar..149..133C . doi : 10.1006/icar.2000.6498 . Archivado del original (PDF) el 16 de enero de 2012. Recuperado el 25 de octubre de 2011 .
  20. ↑ "Explorando Júpiter – JIMO – Orbitador de Lunas Heladas de Júpiter – la luna Calisto" . Space Today Online. Archivado del original el 26 de junio de 2018. Consultado el 11 de octubre de 2014 .
  21. 1 2 3 Kliore, AJ; Anabtawi, A.; Herrera, RG; et al. (2002). "Ionosfera de Calisto a partir de observaciones de ocultación radioeléctrica de Galileo" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 107 (A11): 1407. Bibcode : 2002JGRA..107.1407K . doi : 10.1029/2002JA009365 . hdl : 2027.42/95670 . Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022. 
  22. 1 2 3 4 Canup, Robin M. ; Ward, William R. (2002). "Formación de los satélites galileanos: condiciones de acreción" (PDF) . The Astronomical Journal . 124 (6): 3404– 3423. Bibcode : 2002AJ....124.3404C . doi : 10.1086/344684 . S2CID 47631608 . Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022. 
  23. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Spohn, T.; Schubert, G. (2003). "¿Océanos en los satélites galileanos helados de Júpiter?" (PDF) . Icarus . 161 (2): 456– 467. Bibcode : 2003Icar..161..456S . doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022.
  24. 1 2 3 4 Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). Hoover, Richard B; Levin, Gilbert V; Rozanov, Alexei Y (eds.). "Astrobiología de las lunas heladas de Júpiter" (PDF) . Proc. SPIE . Instrumentos, métodos y misiones para astrobiología VIII. 5555 : 10. Bibcode : 2004SPIE.5555...78L . doi : 10.1117/12.560356 . S2CID 140590649. Archivado del original (PDF) el 20 de agosto de 2008.  
  25. 1 2 3 Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). "Conceptos revolucionarios para la exploración humana de planetas exteriores (HOPE)" (PDF) . NASA. Archivado del original (PDF) el 19 de enero de 2012.
  26. 1 2 "Satélites de Júpiter" . El Proyecto Galileo. Archivado del original el 11 de febrero de 2012. Recuperado el 31 de julio de 2007 .
  27. ^ 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 .
  28. ↑ Van Helden, Albert (agosto de 1994). "Nombrando los satélites de Júpiter y Saturno" (PDF) . Boletín informativo de la División de Astronomía Histórica de la Sociedad Astronómica Americana (32). Archivado (PDF) del original el 7 de diciembre de 2022. Recuperado el 10 de marzo de 2023 .
  29. ^ 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 . 
  30. ↑ Barnard, EE (1892). "Descubrimiento y observación de un quinto satélite a Júpiter". Astronomical Journal . 12 : 81–85 . Bibcode : 1892AJ.....12...81B . doi : 10.1086/101715 .
  31. ↑ The Thistle , enero de 1903, vol. I, n.º 2, pág. 4
  32. ↑ E. Alan Roberts (2013) El coraje de la inocencia: (La virgen de Filero) , pág. 191
  33. ↑ George Stuart (1882) Las églogas, geórgicas y moretum de Virgilio , pág. 271
  34. ↑ Ino . Charlton T. Lewis y Charles Short. Un diccionario latino sobre el proyecto Perseo .
  35. ↑ Noah Webster (1832) Diccionario de la lengua inglesa
  36. ↑ Argo . Charlton T. Lewis y Charles Short. Un diccionario latino sobre el proyecto Perseo .
  37. 1 2 Klemaszewski, JA; Greeley, R. (2001). "Evidencia geológica de un océano en Calisto" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. pág. 1818. Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022. 
  38. ↑ Steven Croft (1985) "Cuencas de anillos de ondulación en Ganímedes y Calisto", [ibid] pág. 206
  39. ↑ David M. Harland (2000) Odisea en Júpiter: La historia de la misión Galileo de la NASA , pág. 165
  40. ↑ Genitivo Callistūs o Callistōnis . Calisto . Charlton T. Lewis y Charles Short. Un diccionario latino sobre el proyecto Perseo .
  41. ↑ Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica , vol. 71, 1911
  42. ↑ P. Leonardi (1982), Resultados geológicos de veinte años de empresas espaciales: Satélites de Júpiter y Saturno, en Geologica romana, p. 468.
  43. ↑ Pierre Thomas y Philippe Mason (1985) "Tectónica de la estructura de Valhalla en Calisto", Informes del Programa de Geología y Geofísica Planetaria – 1984 , Memorando Técnico de la NASA 87563, pág. 535
  44. ↑ Jean-Pierre Burg y Mary Ford (1997) Orogenia a través del tiempo , pág. 55
  45. ↑ Bala, Gavin Jared; Miller, Kirk (7 de marzo de 2025). "Símbolos de Phobos y Deimos" (PDF) . unicode.org . El Consorcio Unicode . Consultado el 14 de marzo de 2025 .
  46. ↑ 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 . Bibcode : 2020A & A...639A..40L . doi : 10.1051/0004-6361/202037445 . S2CID 209862163. Archivado del original el 11 de junio de 2022. Recuperado el 1 de agosto de 2022 . 
  47. ↑ Bills, Bruce G. (2005). "Oblicuidades libres y forzadas de los satélites galileanos de Júpiter" . Icarus . 175 (1): 233– 247. Bibcode : 2005Icar..175..233B . doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 . Archivado del original el 27 de julio de 2020. Recuperado el 26 de agosto de 2018 .
  48. 1 2 3 4 Freeman, J. (2006). "Convección estancada no newtoniana en la tapa y la evolución térmica de Ganímedes y Calisto" (PDF) . Planetary and Space Science . 54 (1): 2– 14. Bibcode : 2006P & SS...54....2F . doi : 10.1016/j.pss.2005.10.003 . Archivado del original (PDF) el 24 de agosto de 2007.
  49. ↑ Comité Científico de las Naciones Unidas sobre los Efectos de la Radiación Atómica . Nueva York: Naciones Unidas. 2008. pág. 4. ISBN  978-92-1-142274-0Archivado del original el 16 de julio de 2019. Consultado el 5 de enero de 2017 .
  50. ↑ Ringwald, Frederick A. (29 de febrero de 2000). "SPS 1020 (Introducción a las Ciencias Espaciales)" . Universidad Estatal de California, Fresno. Archivado del original el 25 de julio de 2008. Recuperado el 4 de julio de 2009 .
  51. ↑ Clark, RN (10 de abril de 1981). "Escarcha y hielo en el agua: la reflectancia espectral en el infrarrojo cercano de 0,65 a 2,5 μm" . Journal of Geophysical Research . 86 (B4): 3087–3096 . Bibcode : 1981JGR....86.3087C . doi : 10.1029/JB086iB04p03087 . Archivado del original el 6 de junio de 2011. Recuperado el 3 de marzo de 2010 .
  52. 1 2 Brown, RH; Baines, KH; Bellucci, G.; Bibring, J.-P.; Buratti, BJ ; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Clark, RN; Coradini, A.; Cruikshank, DP ; Drossart, P.; Formisano, V.; Jaumann, R.; Langevin, Y.; Matson, DL; McCord, TB; Mennella, V.; Nelson, RM; Nicholson, PD; Sicardy, B.; Sotin, 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 por Cassini". Icarus . 164 (2): 461– 470. Bibcode : 2003Icar..164..461B . doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 .
  53. ↑ Noll, KS (1996). "Detección de SO 2 en Calisto con el Telescopio Espacial Hubble" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. p. 1852. Archivado del original (PDF) el 4 de junio de 2016. Recuperado el 25 de julio de 2007 . 
  54. 1 2 Hibbitts, CA; McCord, TB; Hansen, GB (1998). "Distribuciones de CO 2 y SO 2 en la superficie de Calisto" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. pág. 1908. Archivado del original (PDF) el 4 de junio de 2016. Recuperado el 10 de julio de 2007 . 
  55. ↑ Khurana, KK; Kivelson, MG; Stevenson, DJ; Schubert, G.; Russell, CT; Walker, RJ; Polanskey, C. (1998). " Campos magnéticos inducidos como evidencia de océanos subsuperficiales en Europa y Calisto" ( PDF) . Nature . 395 (6704): 777–780 . Bibcode : 1998Natur.395..777K . doi : 10.1038/27394 . PMID 9796812. S2CID 4424606. Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022.  
  56. 1 2 Zimmer, C.; Khurana, KK; Kivelson, Margaret G. (2000). "Océanos subsuperficiales en Europa y Calisto: restricciones a partir de observaciones del magnetómetro de Galileo" (PDF) . Icarus . 147 (2): 329– 347. Bibcode : 2000Icar..147..329Z . CiteSeerX 10.1.1.366.7700 . doi : 10.1006/icar.2000.6456 . Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022. 
  57. ↑ Anderson, JD; Schubert, G.; Jacobson, RA; Lau, EL; Moore, WB; Sjo Gren, WL (1998). "Distribución de rocas, metales y hielos en Calisto" (PDF) . Science . 280 (5369): 1573– 1576. Bibcode : 1998Sci...280.1573A . doi : 10.1126/science.280.5369.1573 . PMID 9616114. Archivado del original (PDF) el 26 de septiembre de 2007. 
  58. ↑ Sohl, F.; Spohn, T.; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). "Implicaciones de las observaciones de Galileo sobre la estructura interna y la química de los satélites galileanos". Icarus . 157 (1): 104– 119. Bibcode : 2002Icar..157..104S . doi : 10.1006/icar.2002.6828 .
  59. ^ Monteux, J.; Tobie, G.; Choblet, G.; Le Feuvre, M. (2014). "¿Pueden las grandes lunas heladas acrecentarse de forma indiferenciada?" (PDF) . Ícaro . 237 : 377– 387. Bibcode : 2014Icar..237..377M . doi : 10.1016/j.icarus.2014.04.041 . S2CID 46172826 . Archivado (PDF) desde el original el 9 de octubre de 2022. 
  60. ↑ Castillo-Rogez, JC; et al. (2011). "How differentd is Callisto" (PDF) . 42nd Lunar and Planetary Science Conference (1608): 2580. Bibcode : 2011LPI....42.2580C . Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022. Recuperado el 2 de enero de 2020 . 
  61. 1 2 Zahnle, K.; Dones, L.; Levison, Harold F. (1998). "Tasas de cráteres en los satélites galileanos" (PDF) . Icarus . 136 (2): 202– 222. Bibcode : 1998Icar..136..202Z . doi : 10.1006/icar.1998.6015 . PMID 11878353. Archivado del original (PDF) el 27 de febrero de 2008. 
  62. 1 2 3 4 Bender, KC; Rice, JW; Wilhelms, DE; Greeley, R. (1997). "Mapa geológico de Calisto" . Resúmenes de la 25.ª Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias . 25:91 . Bibcode : 1994LPI....25...91B . Archivado del original el 24 de enero de 2015. Recuperado el 28 de agosto de 2017 .
  63. ↑ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R .; et al. (12–16 de marzo de 2001). Fracturas, escarpes y lineamientos en Calisto y su correlación con la degradación de la superficie (PDF) . 32.ª Conferencia Anual de Ciencias Lunares y Planetarias . Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022. 
  64. 1 2 Mapa fotomosaico controlado de Callisto JC 15M CMN (Mapa) ( ed. 2002). Servicio Geológico de los Estados Unidos. Archivado del original el 9 de mayo de 2013. Recuperado el 17 de abril de 2007 . 
  65. ↑ 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) . Lunar and Planetary Science XXXI. pág. 1221. Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022.  
  66. 1 2 3 Carberry Mogan, Shane R.; Liuzzo, Lucas; Poppe, Andrew R.; Simon, Sven; Szalay, Jamey R.; Tucker, Orenthal J.; Johnson, Robert E. (septiembre de 2023). "La atmósfera de Calisto: el enigma del oxígeno" . Journal of Geophysical Research: Planets . 128 (9) e2023JE007894. Bibcode : 2023JGRE..12807894C . doi : 10.1029/2023JE007894 . ISSN 2169-9097 . 
  67. 1 2 Cunningham, Nathaniel J.; Spencer, John R.; Feldman, Paul D.; Strobel, Darrell F.; France, Kevin; Osterman, Steven N. (julio de 2015). "Detección de la atmósfera de oxígeno de Calisto con el Telescopio Espacial Hubble" . Icarus . 254 : 178–189 . Bibcode : 2015Icar..254..178C . doi : 10.1016/j.icarus.2015.03.021 .
  68. 1 2 de Kleer, Katherine; Milby, Zachariah; Schmidt, Carl; Camarca, Maria; Brown, Michael E. (1 de febrero de 2023). "Las auroras ópticas de Europa, Ganímedes y Calisto" . The Planetary Science Journal . 4 (2): 37. arXiv : 2302.08487 . Bibcode : 2023PSJ.....4...37D . doi : 10.3847/PSJ/acb53c . ISSN 2632-3338 . 
  69. 1 2 Cartwright, Richard J.; Villanueva, Geronimo L.; Holler, Bryan J.; Camarca, Maria; Faggi, Sara; Neveu, Marc; Roth, Lorenz; Raut, Ujjwal; Glein, Christopher R. (2024), Revelando la superficie rica en carbono y la atmósfera de CO2 de Calisto con JWST , arXiv : 2401.17236 , consultado el 8 de mayo de 2026
  70. ↑ Howard, Alan D.; Moore, Jeffrey M. (febrero de 2008). "Erosión impulsada por sublimación en Calisto: una prueba de modelo de simulación de relieve" . Geophysical Research Letters . 35 (3) 2007GL032618. Bibcode : 2008GeoRL..35.3203H . doi : 10.1029/2007GL032618 . ISSN 0094-8276 . 
  71. ↑ Galli, A.; Vorburger, A.; Carberry Mogan, SR; Roussos, E.; Stenberg Wieser, G.; Wurz, P.; Föhn, M.; Krupp, N.; Fränz, M.; Barabash, S.; Futaana, Y.; Brandt, PC; Kollmann, P.; Haggerty, DK; Jones, GH (mayo de 2022). "Atmósfera de Calisto y su entorno espacial: perspectivas para el paquete de entorno de partículas a bordo de JUICE" . Ciencias de la Tierra y el Espacio . 9 (5) e2021EA002172. Bibcode : 2022E & SS....902172G . doi : 10.1029/2021EA002172 . ISSN 2333-5084 . 
  72. ↑ Roth, Lorenz; et al. (27 de mayo de 2017). "Detección de una corona de hidrógeno en Calisto". Journal of Geophysical Research: Planets . 122 (5): 1046– 1055. Bibcode : 2017JGRE..122.1046R . doi : 10.1002/2017JE005294 . S2CID 125830948 .  
  73. ↑ Alday, Juan; Roth, Lorenz; Ivchenko, Nickolay; Retherford, Kurt D; Becker, Tracy M; Molyneux, Philippa; Saur, Joachim (15 de noviembre de 2017). "Nuevas restricciones sobre la corona de hidrógeno de Ganímedes: Análisis de las emisiones Lyman-α observadas por HST/STIS entre 1998 y 2014". Planetary and Space Science . 148 : 35–44 . Bibcode : 2017P & SS..148...35A . doi : 10.1016/j.pss.2017.10.006 . ISSN 0032-0633 . 
  74. ↑ Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. (diciembre de 2002). "O [ TINF ] condensado 2 [ /TINF ] en Europa y Calisto" . The Astronomical Journal . 124 (6): 3400– 3403. doi : 10.1086/344307 .
  75. 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. (2006). "Sobre la convección en capas de hielo I de cuerpos del sistema solar exterior, con una aplicación detallada a Calisto". Icarus . 183 (2): 435– 450. Bibcode : 2006Icar..183..435M . doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 .
  76. 1 2 3 Nagel, Ka; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). "Un modelo para la estructura interna, evolución y diferenciación de Calisto". Icarus . 169 (2): 402– 412. Bibcode : 2004Icar..169..402N . doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 .
  77. ↑ Barr, AC; Canup, RM (3 de agosto de 2008). "Restricciones sobre la formación de satélites gigantes gaseosos a partir de los estados internos de satélites parcialmente diferenciados". Icarus . 198 (1): 163– 177. Bibcode : 2008Icar..198..163B . doi : 10.1016/j.icarus.2008.07.004 .
  78. ↑ Showman, AP; Malhotra, R. (marzo de 1997). "Evolución mareal hacia la resonancia de Laplace y el resurgimiento de Ganímedes". Icarus . 127 (1): 93– 111. Bibcode : 1997Icar..127...93S . doi : 10.1006/icar.1996.5669 . S2CID 55790129 . 
  79. ↑ Baldwin, E. (25 de enero de 2010). "Los impactos de cometas explican la dicotomía Ganímedes-Calisto" . Astronomy Now . Archivado del original el 30 de enero de 2010. Recuperado el 1 de marzo de 2010 .
  80. ↑ Barr, AC; Canup, RM (marzo de 2010). Origen de la dicotomía Ganímedes/Calisto por impactos durante un bombardeo intenso tardío del sistema solar exterior (PDF) . 41.ª Conferencia de Ciencias Lunares y Planetarias (2010) . Houston. Archivado (PDF) del original el 5 de junio de 2011. Recuperado el 1 de marzo de 2010 .
  81. ↑ Barr, AC; Canup, RM (24 de enero de 2010). "Origen de la dicotomía Ganímedes-Calisto por impactos durante el bombardeo intenso tardío" (PDF) . Nature Geoscience . 3 (marzo de 2010): 164–167 . Bibcode : 2010NatGe...3..164B . doi : 10.1038/NGEO746 . Archivado del original (PDF) el 1 de marzo de 2021. Recuperado el 12 de abril de 2020 .
  82. ↑ Nimmo, Francis (15 de enero de 2015). "Impulsando la actividad geológica reciente de Tritón mediante mareas oblicuas: Implicaciones para la geología de Plutón" ( PDF) . Icarus . 246 : 2–10 . Bibcode : 2015Icar..246....2N . doi : 10.1016/j.icarus.2014.01.044 . S2CID 40342189. Archivado (PDF) del original el 27 de julio de 2020. Recuperado el 12 de abril de 2020 . 
  83. 1 2 Phillips, Tony (23 de octubre de 1998). "Calisto causa gran revuelo" . NASA. Archivado del original el 28 de mayo de 2019. Recuperado el 15 de agosto de 2015 .
  84. ↑ François, Raulin (2005). "Aspectos exoastrobiológicos de Europa y Titán: de las observaciones a las especulaciones". Space Science Reviews . 116 ( 1–2 ): 471–487 . Bibcode : 2005SSRv..116..471R . doi : 10.1007/s11214-005-1967-x . S2CID 121543884 . 
  85. ↑ Cruikshank, Dale P. ; Nelson, Robert M. (2007). «Historia de la exploración de Io» . Io después de Galileo . Springer Berlin Heidelberg. pp. 5–33 . doi : 10.1007/978-3-540-48841-5_2 . ISBN  978-3-540-34681-4Consultado el 24 de junio de 2025 .
  86. ↑ Greenberg, Ralph (9 de julio de 1979). "UN OCÉANO EN EUROPA" . La historia de una idea . Consultado el 24 de junio de 2025 .
  87. ↑ Morring, F. (7 de mayo de 2007). "Ring Leader" . Aviation Week & Space Technology : 80–83 . Archivado del original el 8 de julio de 2022. Recuperado el 30 de septiembre de 2020 .
  88. ↑ "ESA Ciencia y Tecnología – JUICE" . ESA . 8 de noviembre de 2021. Archivado del original el 21 de septiembre de 2019. Consultado el 10 de noviembre de 2021 .
  89. ↑ Amos, Jonathan (2 de mayo de 2012). "ESA selecciona la sonda Juice de 1.000 millones de euros para Júpiter" . BBC News Online . Archivado del original el 11 de mayo de 2020. Consultado el 2 de mayo de 2012 .
  90. ↑ "Europa Clipper" . NASA . Diciembre de 2017.
  91. ↑ Theresa, Deena (23 de septiembre de 2022). "El Tianwen 4 de China apuntará a Júpiter y Urano con dos naves espaciales en un solo cohete" . interestingengineering.com . Consultado el 17 de abril de 2023 .
  92. ↑ Kluger, Jeffrey (23 de septiembre de 2022). "China revela planes para enviar naves espaciales a Júpiter y Urano" . Time . Archivado del original el 17 de abril de 2023. Recuperado el 17 de abril de 2023 .
  93. ↑ Jones, Andrew (22 de septiembre de 2022). "China quiere explorar Urano y Júpiter con dos naves espaciales en un solo cohete" . Space.com . Consultado el 17 de abril de 2023 .
  94. ↑ Rincon, Paul (20 de febrero de 2009). "Júpiter en la mira de las agencias espaciales" . BBC News . Archivado del original el 21 de febrero de 2009. Recuperado el 20 de febrero de 2009 .
  95. ↑ "Propuestas de la Visión Cósmica 2015–2025" . ESA. 21 de julio de 2007. Archivado del original el 2 de septiembre de 2011. Consultado el 20 de febrero de 2009 .
  96. 1 2 "Visión para la exploración espacial" (PDF) . NASA . 2004. Archivado (PDF) del original el 9 de octubre de 2022.
  97. ↑ 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 de planetas exteriores (HOPE)". AIP Conference Proceedings . 654 : 821–828 . Bibcode : 2003AIPC..654..821T . doi : 10.1063/1.1541373 . hdl : 2060/20030063128 . S2CID 109235313 . 
  98. ↑ "Propulsión eléctrica nuclear (NEP) MPD de alta potencia para misiones HOPE de gravedad artificial a Calisto" (PDF) . NASA . 2003. Archivado del original (PDF) el 5 de marzo de 2012. Consultado el 25 de junio de 2009 .
  • Perfil de Calisto en el sitio web de exploración del sistema solar de la NASA.
  • Página de Calisto en Los Nueve Planetas
  • Página de Calisto en Vistas del Sistema Solar
  • Base de datos del cráter Calisto del Instituto Lunar y Planetario
  • Imágenes de Calisto en el Fotodiario Planetario del JPL.
  • Vídeo de la rotación de Calisto, cortesía de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica.
  • Mapa de Calisto con nombres de accidentes geográficos del Planetary Photojournal.
  • Nomenclatura de Calisto y mapa de Calisto con nombres de accidentes geográficos de la página de nomenclatura planetaria del USGS.
  • Imágenes en 3D y vídeos de sobrevuelo de Calisto y otros satélites del sistema solar exterior, realizados por Paul Schenk.
  • Google Callisto 3D , mapa interactivo de la luna
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