Calisto (luna)
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| Descubrimiento | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Descubierto por | G. Galilei S. Marius |
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| Descubierto el | 7 de enero de 1610 | ||||||
| Características Orbitales | |||||||
| Radio medio | 1.8827×106 km (0.012585 UA) | ||||||
| Excentricidad | 0.0074 | ||||||
| Periastro | 1,869,000 km (0.0125 UA) | ||||||
| Apoastro | 1,897,000 km (0.0127 UA) | ||||||
| Periodo revolución | 16.6890184 d (0.04569 a) | ||||||
| Perímetro orbital | 11,829,000 km (0.079 AU) | ||||||
| Velocidad orbital | max: 8.265 km/s media: 8.204 km/s min: 8.143 km/s |
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| Inclinación | 25.32° (a la eclíptica) 0.21° (al ecuator de Júpiter) |
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| Es un satélite de | Júpiter | ||||||
| Características físicas | |||||||
| Diámetro medio | 4820.6 km (0.378 tierras) | ||||||
| Surperficie área | 7.3 ×107 km² (0.143 tierras) | ||||||
| Volumen | 5.9 ×1010 km³ (0.0541 tierras) | ||||||
| Masa | 1.0759×1023 kg (0.018 tierras) | ||||||
| Densidad media | 1.834 g/cm³ | ||||||
| Gravedad superficial | 1.24 m/s² (0.126 g) | ||||||
| Velocidad de escape | 2.4 km/s | ||||||
| Periodo rotación | sincrónica | ||||||
| Inclinación axial | cero | ||||||
| Albedo | 0.17 | ||||||
| Surperficie temp. |
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| Características atmosféricas | |||||||
| Presión atmosférica | trazas | ||||||
| Dióxido de carbono | 100% | ||||||
Calisto (del griego Καλλιστώ) es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei. Su diámetro es de aproximadamente 4.900 km, lo que le convierte en la tercera luna más grande del Sistema Solar, con el mismo tamaño que el planeta Mercurio. Su nombre procede de uno de los muchos amores de Zeus.
Aunque el nombre "Calisto" fue sugerido por Simon Marius poco después su descubrimiento, este nombre y los nombres de los otros satélites galileanos no se usaron hasta mediados del siglo XX. Se usaba la forma numeral romana y se denominaba "Júpiter IV" o "cuarto satélite de Júpiter."
Gira alrededor de Júpiter a una distancia media de 1.800.000 km, con un período de 16,6 días.
[editar] Características físicas
Calisto es el satélite del Sistema Solar con más cráteres. Su superficie está tan saturada de cráteres que no podrían formarse cráteres nuevos sin destruir otros viejos.[1] Debido a su alejamiento de la influencia gravitacional de Júpiter, su corteza se congeló pronto. De hecho, los cráteres de impacto y los anillos concéntricos asociados son los únicos rasgos encontrados; no hay ninguna montaña grande. Los sistemas multianulares son casi planos, sus cráteres más grandes son poco profundos. Esto es probablemente debido a la naturaleza helada de su superficie, los cráteres más profundos y montañas han quedado nivelados porque están formados de hielo y porque el hielo fluye por el flujo de la corteza helada (como los glaciares). Por eso el relieve en Calisto raramente supera un kilómetro.[1] Se encuentran dos cuencas de impacto enormes en Calisto con anillos concéntricos; Valhalla es la más grande con una región central luminosa de unos 600 kilómetros en el diámetro y anillos que se extienden hasta 3000 kilómetros de diámetro, y la cuenca de impacto de Asgard que mide aproximadamente 1600 kilómetros de diámetro. Otro rasgo interesante es Gipul Catena, una serie larga de cráteres de impacto en línea recta por la superficie de Calisto. Fue probablemente causada por un objeto destruido por las fuerzas de marea cuando este pasó cerca de Júpiter (como el Cometa Shoemaker-Levy 9) antes de que impactara. Se piensa que la corteza de Calisto tiene aproximadamente 4 mil millones años de edad, casi igual que la formación del Sistema Solar. Poca cosa ha sucedido en Calisto desde el momento de su formación, si se exceptúa el impacto de algún meteorito ocasional.[1]
La bombardeada superficie de Calisto queda por encima de una capa helada de unos 200 kilómetros de grosor. Se especula que debajo de la corteza existe un océano salado de más de 10 kilómetros de profundidad. El océano se descubrió en los estudios del campo magnético alrededor de Júpiter y sus lunas. Se halló que el campo magnético de Calisto varía (hay flujos en varias direcciones en momentos diferentes) en respuesta al campo magnético generado por Júpiter; esto hace pensar en una capa de fluido muy conductivo dentro de la luna. Otra evidencia que apoya la existencia de un océano bajo la corteza de Calisto es el hecho que la superficie directamente opuesta el cráter de impacto de Valhalla no muestra a ningún terreno fracturando, como los antípodas a los impactos macizos similares en la Luna y Mercurio. Una capa líquida serviría para amortiguar las ondas sísmicas antes de que pudiera atravesar Calisto para impactar en el lado opuesto del satélite.
Bajo el océano, Calisto parece tener un interior extraño que no es completamente uniforme. Los datos de la nave orbiter Galileo sugieren que el interior está compuesto de piedra comprimida y hielo, con el porcentaje de piedra aumentando con la profundidad. Calisto tiene la densidad más baja de las cuatro lunas galileanas de Júpiter, sólo 1.86 g/cm3, y es aproximadamente 40% hielos y 60% de roca. Las lunas Titán y Tritón son probablemente similares en composición.
Calisto tiene una atmósfera muy tenue compuesta de anhídrido carbónico y orbita Júpiter en el exterior del cinturón de radiación.
El vecino Ganímedes es diferente, con su terreno complejo, en donde hay una pequeña evidencia de tectónica de placas. Mientras Calisto tiene propiedades muy similares a Ganímedes, su historia geológica es mucho más simple. Las diferentes historias geológicas de dos satélites tan parecidos son un problema importante para los científicos planetarios. La simplicidad de Calisto es una buena referencia para la comparación con otros mundos más complejos y puede representar lo que las otras lunas galileanas eran en su historia primitiva.
[editar] Referencias
[editar] Véase también
