El bombardeado Calisto

Ángel Gómez Roldán / 21-10-2005

En la mitología griega, Calisto era una ninfa amante de Zeus, lo que evidentemente no era del gusto de su esposa Hera, quien convirtió a su rival en oso. Zeus, sin embargo, la inmortalizó colocándola en el cielo como la constelación de la Osa Mayor.

De las cuatro lunas mayores de Júpiter, descubiertas por el italiano Galileo en 1610, Calisto es la más lejana al planeta gigante. Orbita en torno a él cada 16,7 días a una distancia media de casi 1.900.000 km, justo en el límite de los cinturones de radiación de la magnetosfera joviana.

Segundo en tamaño después de su vecino Ganímedes, también es el tercer satélite planetario más grande del Sistema Solar (detrás de Titán, la mayor luna de Saturno). Con un diámetro de 4.800 km, es sólo 80 kilómetros más pequeño que Mercurio, aunque su masa es la tercera parte de éste.

La diferencia estriba en su composición: de roca densa en Mercurio y de hielos ligeros en Calisto. En nuestro sistema planetario es habitual encontrar una mayor densidad a menor distancia al Sol, y a la inversa. Este mismo patrón se observa en los satélites galileanos de Júpiter: la densidad disminuye con la lejanía al planeta. Así el volcánico Ío, el más próximo, tiene una densidad de 3,53 gm/cm3; Europa de 2,99; Ganímedes de 1,94 y Calisto de 1,85. Por lo que parece, procesos similares de distribución de materia han actuado también en el minisistema planetario que es Júpiter y sus grandes lunas.

Prácticamente toda la información conocida sobre Calisto, igual que ocurre con el resto de satélites jovianos, procede de las sondas espaciales de la NASA Voyager 1 y 2, en 1979, y por la Galileo, entre 1995 y 2003. A diferencia de Ganímedes, Calisto no parece tener una estructura interna bien definida, aunque los datos de Galileo sugieren que los materiales de su interior se han sedimentado parcialmente, con una mayor abundancia de roca en el centro. Se supone que es un agregado de un 40 % de hielos y un 60 % de roca y metales como hierro, una composición parecida a la de otras grandes lunas frías, como Titán, de Saturno, o Tritón, de Neptuno.

Posee una de las mayores densidades de craterización de cualquier cuerpo observado hasta ahora en el Sistema Solar. En los últimos cuatro mil millones de años, poco después de la etapa principal de formación de los planetas, su superficie ha experimentado pocos cambios, de hecho está cubierta de cráteres muy antiguos. Los más grandes aparecen rodeados por una serie de anillos concéntricos con apariencia de enormes grietas, que han sido suavizadas a lo largo del tiempo por el comportamiento fluido de la corteza de hielo.

La mayor de estas cuencas de impacto recibe el nombre de Valhalla, y tiene un diámetro de más de 3.000 km, mientras que Asgard, la segunda en tamaño, roza los 1.600 km. Existen otros ejemplos de estructuras similares en el Sistema Solar: la cuenca Caloris de Mercurio o el Mare Orientale en nuestra Luna.

Como en Ganímedes, los cráteres más viejos de Calisto están muy erosionados por procesos de colapso u otros aún no bien conocidos. Además, en algunas zonas los más pequeños parecen haber desaparecido, lo que sugiere que existe algún tipo de proceso reciente o acumulativo que los sepulta bajo un manto de material oscuro. Muestra apenas actividad tectónica, al contrario que Ganímedes, por no mencionar las activas y jóvenes superficies de Ío y Europa. Una de las consecuencias de ello es que en Calisto no existen grandes montañas.

¿Por qué son todos estos mundos tan distintos? Sus diferentes historias geológicas suponen todo un reto para los astrónomos planetarios. La "simplicidad" de Calisto puede reflejar el aspecto primitivo de los satélites galileanos al principio de su evolución.

En sus sobrevuelos de Calisto, la Galileo observó hasta ocho cadenas de cráteres en línea recta, probablemente causados por cometas o asteroides que, tras ser disgregados en trozos por la enorme gravedad de Júpiter, chocaron con el satélite. Este proceso habría sido similar al del famoso cometa Shoemaker-Levy 9, que colisionó con Júpiter en 1994. Ello confirma que este tipo de sucesos han ocurrido varias veces en la historia de este planeta y que, gracias a la extrema antigüedad de la superficie de Calisto, las cicatrices se han conservado bien a pesar del paso del tiempo. También en Ganímedes se han fotografiado marcas similares, pero más borrosas.

En octubre de 1998, Margaret Kivelson, Krishan Khurana y otros colegas de la Universidad de Los Angeles (California) publicaron en la revista científica Nature un artículo con datos de la Galileo mostrando que el campo magnético de Calisto fluctuaba con la rotación de Júpiter. La mejor explicación para este fenómeno era que la potente magnetosfera joviana creaba corrientes eléctricas en el interior de Calisto, que a su vez generaban su fluctuante campo magnético.

Los científicos se preguntaron dónde y de qué modo podrían fluir estas corrientes. Como la superficie de hielo es mala conductora y la atmósfera despreciable, la doctora Kivelson sugirió la existencia de una capa de hielo fundido o de agua bajo la corteza con la suficiente concentración salina como para poder transportar las corrientes eléctricas que producen el campo magnético. Las medidas mostraban que dichas corrientes fluyen en direcciones opuestas en momentos diferentes, y se sincronizan con la rotación de Júpiter. Esto corrobora la idea de un océano subterráneo de agua salada, ya que el mismo fenómeno se observa en Europa y en Ganímedes. Así, a excepción del caliente Ío, los tres otros grandes satélites galileanos parecen poseer océanos de agua líquida bajo sus cortezas heladas.

Deberemos esperar al menos hasta la próxima década para que de nuevo una sonda espacial visite Júpiter y sus lunas, puesto que aún no hay misiones concretadas al respecto. Son muchas las preguntas que todavía quedan por contestar en mundos tan interesantes como el bombardeado Calisto.

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El autor

Ángel Gómez Roldán es Divulgador científico especializado en astronomía y ciencias del espacio, y director de la revista "AstronomíA".

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