Calisto (lúa)

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Calisto
Callisto
Descobremento
Descuberto por G. Galilei
S. Marius
Descuberto o 7 de xaneiro de 1610
Características Orbitais
Raio medio 1,8827×106 km (0,012585 UA)
Excentricidade 0.0074
Periastro 1.869.000 km (0,0125 UA)
Apoastro 1.897.000 km (0,0127 UA)
Período revolución 16,6890184 d (0,04569 a)
Perímetro orbital 11.829.000 km (0,079 AU)
Velocidade orbital max: 8,265 km/s
media: 8,204 km/s
min: 8,143 km/s
Inclinación 25,32° (á eclíptica)
0,21° (ao ecuator de Xúpiter)
É un satélite de Xúpiter
Características físicas
Diámetro medio 4820.6 km (0.378 terras)
Surperficie área 7.3 ×107 km² (0.143 terras)
Volume 5.9 ×1010 km³ (0.0541 terras)
Masa 1,0759×1023 kg (0.018 terras)
Densidade media 1,834 g/cm³
Gravidade superficial 1,24 m/s² (0,126 g)
Velocidade de escape 2,4 km/s
Período rotación sincrónica
Inclinación axial cero
Albedo 0.17
Surperficie temp.
min media max
~120 K
Características atmosféricas
Presión atmosférica trazas
Dióxido de carbono 100%

Calisto (do grego Καλλιστώ) é un satélite do planeta Xúpiter, descuberto en 1610 por Galileo Galilei. O seu diámetro é de aproximadamente 4.800 km, o que o converte na terceira lúa máis grande do sistema Solar, con case o mesmo tamaño que o planeta Mercurio. Xira arredor de Xúpiter a unha distancia media de 1.800.000 km, cun período de 16,6 días.

Callisto Earth Moon Comparison.png

Aínda que o nome "Calisto" foi suxerido por Simón Marius pouco despois do seu descubrimento, este nome e os nomes dos outros satélites galileanos non se usaron ata mediados do século XX. Usábase a forma numeral romana e se denominaba "Xúpiter IV" ou "cuarto satélite de Xúpiter". O seu nome procede dun dos moitos amores de Zeus.

Características físicas[editar | editar a fonte]

Calisto é o satélite do Sistema Solar con máis cráteres. A súa superficie está tan saturada de cráteres que non poderían formar cráteres novos sen destruír outros vellos. Debido ao seu alonxamento da influencia gravitacional de Xúpiter, a súa cortiza xeouse pronto. De feito, os cráteres de impacto e os aneis concéntricos asociados son os únicos trazos atopados; non hai ningunha montaña grande. Os sistemas multianulares son case chas, os seus maiores cráteres son pouco profundos. Isto é debido probablemente á natureza xeada da súa superficie, os cráteres máis profundos e montañas quedaron nivelados porque están formados de xeo e porque o xeo flúe polo fluxo da cortiza xeada (como nos glaciares). Por iso o relevo en Calisto raramente supera un quilómetro. Atópanse dúas concas de impacto enormes en Calisto con aneis concéntricos: Valhalla é a maior, cunha rexión central luminosa duns 600 quilómetros no diámetro e aneis que se estenden ata 3.000 quilómetros de diámetro. A outra é a conca de impacto de Asgard, duns 1600 quilómetros de diámetro. Outro trazo interesante é Gipul Catena, unha longa serie de cráteres de impacto en liña recta pola superficie de Calisto. Foi probablemente causada por un obxecto destruído polas forzas de marea cando este pasou preto de Xúpiter (como o cometa Shoemaker-Levy 9) antes de impactar. Pensase que a cortiza de Calisto ten uns 4 mil millóns de anos, case igual que a formación do sistema Solar. Pouca cousa sucedeu en Calisto desde o momento da súa formación, agás o impacto ocasional dalgún meteorito.

Conca de impacto Asgard, a segunda máis grande do satélite.

Estrutura interna[editar | editar a fonte]

A bombardeada superficie de Calisto queda por riba dunha capa xeada duns 200 quilómetros de grosor. Especúlase que debaixo da codia existe un océano salgado de máis de 10 quilómetros de profundidade. O océano descubriuse nos estudios do campo magnético arredor de Xúpiter e as súas lúas. Descubriuse que o campo magnético de Calisto varía (hai fluxos en varias direccións en momentos diferentes) en resposta ao campo magnético xerado por Xúpiter; isto fai pensar nunha capa de fluído moi conductivo dentro da lúa. Outra evidencia que apoia a existencia dun océano baixo a codia de Calisto é o feito de que a superficie directamente oposta ó cráter de impacto de Valhalla non mostra ningún terreo fracturando, como os antípodas aos impactos macizos similares na Lúa e Mercurio. Unha capa líquida serviría para amortecer as ondas sísmicas antes de que puidese atravesar Calisto para impactar no lado oposto do satélite.

Baixo o océano, Calisto parece ter un interior éstrano que non é completamente uniforme. Os datos da sonda espacial Galileo suxiren que o interior está composto de pedra comprimida e xeo, aumentando a porcentaxe de pedra coa profundidade. Calisto ten a densidade más baixa das catro lúas galileanas de Xúpiter, só 1.86 g/cm³, e é aproximadamente 40% xeos e 60% de roca. As lúas Titán e Tritón son probablemente similares en composición.

Atmosfera e ionosfera de Calisto[editar | editar a fonte]

Campo magnético inducido ó redor de Calisto

Calisto ten unha atmosfera moi tenue composta por dióxido de carbono.[1] Foi detectada polo NIMS da sonda espacial Galileo (un sistema de mapeado espectrométrico próximo ó infravermello) a través da súa propiedade de capar lonxitudes de onda en torno os 4,2 micrómetros. A presión superficial esta estimada en 7,5 x 10−12 bar e a densidade das súas partículas moleculares en 4 x 108 cm−3. Debido a que a súa atmosfera é moi tenue, esta pode escaparse en tan só 4 días (ver escape atmosférico), polo tanto debe existir un proceso de rexeneración desta atmosfera, posiblemente a lenta sublimación do xeo de dióxido de carbono que existe na superficie xeada do satélite, [1] o cal sería compatible a "hipótese da sublimación" con esta teórica "reposición da atmosfera".

A ionosfera de Calisto foi detectada durante os sobrevoos da sonda espacial Galileo sobre este satélite;[2] A densidade de electróns relativamente alta da ionosfera (concretamente de 7-17×10 cm−3) non se pode explicar só pola fotoionización do dióxido de carbono da atmosfera. Así pois, sospeitase que a atmosfera de Calisto podería estar na realidade dominada polo osíxeno molecular, de 10 a 100 veces máis abundante có dióxido de carbono.[3] Pero hai que mencionar que non se atoparon aínda probas directas da presencia de osíxeno na atmosfera de Calisto. Observacións do Telescopio Espacial Hubble estableceron un límite superior á súa posible concentración na atmosfera baseadas na citada falta de detección, límite que aínda é compatible coas medidas na ionosfera.[4] Tamén o Hubble detectou osíxeno condensado e atrapado na superficie de Calisto.[5]

O veciño Ganímedes é diferente, cun terreo complexo, onde hai unha pequena evidencia tectónica de placas. Mentres Calisto ten propiedades moi semellantes a Ganímedes, a súa historia xeolóxica é moito máis simple. As diferentes historias xeolóxicas de dous satélites tan parecidos son un problema importante para os científicos planetarios. A simplicidade de Calisto é unha boa referencia para a comparación con outros mundos máis complexos e pode representar o que as outras lúas galileanas eran na súa historia primitiva.

Citas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 Carlson; R. W.; e o seu equipo. (1999). "A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto" (pdf). Science 283: 820–821. DOI:10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf. 
  2. Kliore; A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; e o seu equipo. (2002). "Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations". Journal of Geophysics Research 107: 1407. DOI:10.1029/2002JA009365. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K. 
  3. Liang; M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; e o seu equipo. (2005). "Atmosphere of Callisto" (pdf). Journal of Geophysics Research 110: E02003. DOI:10.1029/2004JE002322. http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf. 
  4. Strobel,Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; e o seu equipo. (2002). "Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor". The Astrophysical Journal 581: L51–L54. DOI:10.1086/345803. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S. 
  5. Spencer; John R.; Calvin, Wendy M. (2002). "Condensed O2 on Europa and Callisto" (pdf). The Astronomical Journal 124: 3400–3403. DOI:10.1086/344307. http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]