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Calisto
	; El satélite Calisto visto por la sonda Galileo.
Descubrimiento
Descubridor	G. Galilei; S. Marius
Fecha	7 de enero de 1610
Designaciones	Júpiter IV
Categoría	Satélite galileano
Orbita a	Júpiter
Elementos orbitales
Longitud del nodo ascendente	298.848°
Inclinación	0.192°
Argumento del periastro	52.643°
Semieje mayor	1 882 700 km
Excentricidad	0.0074
Anomalía media	181.408°
Elementos orbitales derivados
Época	J2000.0
Periastro o perihelio	1 869 000 km (periapsis)
Apoastro o afelio	1 897 000 km (apoapsis)
Período orbital sideral	16 d 16 h 32.19 m
Velocidad orbital media	8.204 km/s
Radio orbital medio	1 883 000 km
Satélite de	Júpiter
Características físicas
Masa	(1.075938 ± 0.000137) × 1023 kg
Volumen	5.9 × 1010 km³
Densidad	1.8344 ± 0.0034 kg/m³
Área de superficie	7.30 × 107 km²
Radio	2410,3 kilómetros
Diámetro	4820.6 ± 1.5 km
Gravedad	1.235 m/s2
Velocidad de escape	2441 m/s
Periodo de rotación	16 d 16 h 32.19 m
Magnitud absoluta	5.65
Albedo	0.22
Características atmosféricas
Mínima	80 K
Media	134 K
Máxima	165 K
CO2	~4×108 cm³
Oxígeno	2×1010 cm³
Cuerpo celeste
Anterior	Ganimedes
Siguiente	Temisto
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Calisto (del griego Καλλιστώ) es un satélite del planeta Júpiter descubierto en 1610 por Galileo Galilei.^[1] Es el tercer satélite más grande del sistema solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganimedes. 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.^[2] No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores —Ío, Europa y Ganimedes—, por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres.^[8] 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 alejada.^[9]

Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media de unos 1.83 g/cm³. 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 a una profundidad superior a 100 kilómetros.^[10]^[11]

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.^[12] 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 asociados) y cadenas de cráteres (catenae).^[12] 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.^[5] 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,^[6]^[7] además de una ionosfera relativamente fuerte.^[13] 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.^[14] 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.^[15]

La probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto indica que puede o podría haber albergado vida.^[16] Sin embargo, esto es menos probable que en Europa.^[17] 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.^[18]

Nombre y descubrimiento

Calisto fue descubierto por Galileo en enero de 1610 junto con los otros tres grandes satélites jovianos: Ganimedes, Ío y Europa.^[1] Este satélite recibe su nombre de una de las muchas amantes de Zeus en la mitología griega, donde Calisto era una ninfa (o, según otras fuentes, hija de Licaón) que estaba asociada con la diosa de la caza Artemisa.^[1] El nombre fue propuesto por el astrónomo Simon Marius poco después del descubrimiento del satélite.^[19] Marius atribuyó la sugerencia a Johannes Kepler.^[1] Sin embargo, los nombres de los satélites galileanos cayeron en desuso durante un tiempo considerable y no se volvió a generalizar su utilización hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica relativamente reciente, Calisto es citado por su designación de números romanos, Júpiter IV, un sistema introducido por Galileo, o como el «cuarto satélite de Júpiter».^[20]

Órbita y rotación

Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Órbita a una distancia de aproximadamente 1 880 000 km (26.3 veces el radio de Júpiter, 71 398 km).^[2] Esta es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano, Ganimedes, con un radio orbital de solo 1 070 000 km. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la resonancia orbital que afecta a los otros tres satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.^[21]

Igual que para muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es síncrona, es decir, su período orbital es igual a su período de rotación. La duración del día calistiano, idéntica a su período orbital, es de unos 16.7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco excéntrica y poco inclinada respecto al ecuador joviano. Esta órbita cambia casi periódicamente a causa de las perturbaciones solares y planetarias. Los cambios de la excentricidad van de 0.0072 a 0.0076, mientras que la inclinación varía de 0.2 a 0.6°.^[8] Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre el eje rotacional y el plano de la órbita) varíe entre 0.4 y 1.6°.^[22]

El desarrollo «aislado» de Calisto ha determinado que nunca haya sufrido un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, cosa que ha tenido importantes consecuencias para la evolución de su estructura interna.^[23] Su distancia con respecto a Júpiter también determina que el flujo de partículas cargadas de la magnetosfera sea relativamente pequeño, unas 300 veces inferior al de Europa. Por lo tanto, a diferencia de los otros grandes satélites de Júpiter, la irradiación de partículas cargadas sobre la superficie de Calisto ha tenido un efecto menor.^[9]

Características físicas

Composición

La densidad media de Calisto, de 1.83 g/cm³, sugiere que presenta una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada junto con algunos hielos volátiles, como amoníaco.^[10] La fracción de las masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49 % y el 55 %.^[10]^[15] La composición exacta de la parte rocosa de Calisto es desconocida, pero probablemente está formada por rocas ordinarias de condrita (rocas meteóricas) de tipos LL, que se caracterizan por su bajo contenido en hierro metálico y una relativa abundancia de óxido de hierro.

La superficie de Calisto tiene un albedo de un 22 %, es decir, refleja el 22 % de la luz que le llega.^[5] La composición de la superficie se considera, en términos generales, muy similar a la del resto del satélite. La espectroscopia muestra las líneas de absorción del agua helada de longitudes de onda de 1.04, 1.25, 1.5, 2.0 y 3.0 micrómetros.^[5] El agua helada parece ser ubicua en la superficie de Calisto, representando una fracción de la masa total de entre el 25 % y el 50 %.^[11] 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,^[5] dióxido de carbono,^[24] dióxido de azufre,^[25] posiblemente amoníaco y diversos compuestos orgánicos.^[5]^[11] 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 de una combinación de roca y hielo, y con extensas áreas oscuras de materiales independientes del hielo.^[5]^[12] 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 «atrasado» (el otro hemisferio). Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario.^[5] 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.^[26] Muchos de los cráteres de impacto relativamente jóvenes, como el cráter Lofn, son abundantes en dióxido de carbono.^[26] En conjunto, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, parece similar a la de los asteroides tipo «D»,^[12] cuyas superficies están formadas por materiales carbónicos.

Estructura interna

La desgastada superficie de Calisto rodea una fría, rígida y congelada litosfera de un grosor que puede variar de 80 a 150 km.^[10]^[15] Los estudios del campo magnético de Júpiter y sus satélites sugieren un océano salado de 50-200 km de grosor, que puede quedar por debajo de la corteza.^[10]^[15]^[27]^[28] Se constató que Calisto se comporta en el variable campo magnético de Júpiter como si fuera una esfera perfectamente conductora de la electricidad; es decir, el campo magnético de Júpiter no puede penetrar dentro del satélite, lo que sugiere la existencia de una capa muy conductora de al menos 10 km de grosor.^[28]

La existencia de un océano sería más probable si el agua contuviera una pequeña cantidad de amoníaco u otro crioprotector.^[15] En este caso, el océano podría ser de hasta 250 o 300 km.^[10] Sin embargo, en caso de que no hubiera océano, la litosfera de Calisto sería de hasta 300 km de grosor.

Bajo la litosfera y el supuesto océano, el interior de Calisto no parece ser completamente uniforme, pero tampoco particularmente heterogéneo. Investigaciones de la sonda Galileo sugieren que su interior está compuesto de rocas y hielos comprimidos, con la proporción de roca aumentando con la profundidad.^[10]^[29] El momento de inercia y la densidad de Calisto son compatibles con la existencia de un pequeño núcleo formado por silicatos en el centro del satélite. Es imposible, o al menos muy improbable, que el diámetro de este pequeño núcleo sobrepase los 1200 km, y su densidad puede estar entre los 3.1-3.6 g/cm³.^[10]

Geografía de la superficie

La antigua superficie de Calisto es una de las que poseen un mayor número de cráteres del sistema solar.^[30] 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.^[31] 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 de Calisto.^[12]^[31]

La superficie de Calisto se puede clasificar en varias zonas geológicas: llanuras con cráteres, llanuras claras, llanuras brillantes y «lisas», y diversos accidentes geográficos más relacionados con cráteres de impacto y estructuras en forma de anillo.^[32]^[31] Las llanuras con cráteres constituyen la mayor parte de la superficie de Calisto y corresponden a la antigua litosfera, compuesta de una mezcla de hielo y materiales rocosos. Las llanuras claras incluyen los brillantes cráteres de impactos recientes, como los cráteres Burr y Lofn, así como a los restos difusos de viejos cráteres llamados palimpsestos (que constituyen la parte central de las cuencas rodeadas de anillos múltiples), como Valhalla y Asgard. También se incluyen en las llanuras claras algunas otras zonas aisladas dentro de las llanuras con cráteres.^[12] Se cree que este tipo de llanuras son depósitos helados de impacto. El tercer tipo de zona geológica, las llanuras brillantes y lisas, constituyen una pequeña porción de la superficie de este satélite. Se pueden encontrar, por ejemplo, en las crestas y fosas de las cuencas Valhalla y Asgard, y en forma de pequeñas manchas aisladas en las llanuras con cráteres. Se creía que este tipo de terreno estaba relacionado con algún tipo de actividad endógena, pero las imágenes de alta resolución de la sonda Galileo mostraron que estas llanuras lisas de apariencia brillante se correlacionaban con terrenos muy fracturados y rugosos, no presentando signos de haber sido recubiertas. En estas imágenes, sin embargo, también se encontraron unos pequeños terrenos que cubrían una superficie total de menos de 10 000 km² que parecen «rodear» los terrenos próximos como en una bahía. Estos terrenos son posibles depósitos criovolcánicos (etimológicamente, «volcanes de hielo»).^[12] Tanto las llanuras claras como las diversas llanuras lisas son geológicamente más jóvenes que las ya mencionadas llanuras con cráteres.^[12]^[33]

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.^[12] 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.^[12] Los cráteres con diámetros superiores a 60 km pueden tener domos centrales, lo que se explica como resultado de un levantamiento tectónico después del impacto.^[12] Son ejemplos el cráter Doh y el cráter Har. 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.^[12]^[31] 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 (ver la imagen).^[34] La segunda mayor es Asgard, que mide unos 1600 km^[34] 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.^[35] 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.^[12] Un ejemplo relativamente reciente de este tipo de objeto es el cometa Shoemaker-Levy 9, que colisionó contra Júpiter en el año 1994.

A pequeña escala, la superficie de Calisto está más desgastada que la de los otros satélites galileanos.^[5] En lugar de pequeños cráteres, los accidentes geográficos más comunes son pequeñas protuberancias y agujeros.^[5] Se cree que las protuberancias son restos de los bordes de cráteres degradados por un proceso que hasta ahora permanece desconocido.^[36] El proceso más probable para la formación de estas protuberancias es la lenta sublimación del hielo, que se activa por encima de una temperatura de 165 K (–108 °C), la cual se alcanza en el punto subsolar, es decir, en las zonas donde la luz del Sol cae verticalmente.^[5] Esta sublimación de agua o de otros hielos volátiles que forman parte del sustrato de Calisto causa su descomposición. Los materiales que quedan, que no son hielos, forman avalanchas de desechos que descienden por las pendientes de las paredes de los cráteres.^[36] Estos aludes se observan a menudo cerca de los cráteres de impacto, y se llaman «faldas de escombros».^[5]^[12]^[36] Ocasionalmente, las paredes de los cráteres aparecen cortadas por sinuosas incisiones en forma de valle, llamadas «gullies», que se parecen a ciertas estructuras de la superficie de Marte.^[5] En esta hipótesis de la sublimación, las zonas oscuras y de baja altura se interpretan como una capa de desechos, con poco hielo en su composición, y que provienen de la degradación de los bordes de los cráteres. Estos desechos han recubierto la capa original que tenía mayor cantidad de hielos.

La edad relativa de las distintas regiones se puede determinar a través de la densidad de los cráteres de impacto. Cuanto más antigua sea una zona, más cráteres tendrá.^[37] La edad absoluta no se ha podido determinar, pero basándose en consideraciones teóricas, las llanuras con cráteres tendrían una edad de aproximadamente 4500 millones de años; es decir, las llanuras con cráteres se crearon poco después de la formación del sistema solar. La edad de las estructuras de múltiples anillos está estimada por diversas fuentes entre 1000 y 4000 millones de años.^[12]^[30]

Atmósfera e ionosfera

Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono,^[6] y probablemente oxígeno.^[7] La densidad de partículas en la atmósfera es de 4 × 10⁸ cm³ y la presión en la superficie es de 7.5 × 10^-12 bar. Con una atmósfera tan escasa como ésta 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.^[13] La densidad de electrones relativamente alta de la ionosfera (concretamente de 7-17 × 10 cm⁻³) 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.^[7]^[38] 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.^[39] Asimismo, el Hubble detectó oxígeno condensado y atrapado en la superficie de Calisto.^[40]

Origen y desarrollo

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.^[15] 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.^[14]

La posterior evolución geológica de Calisto después de su acreción se determina por el equilibrio entre el calentamiento radiactivo y el enfriamiento, debido a la conducción térmica cerca de la superficie y a la convección subsólida o de estado sólido en el interior del satélite.^[23] Los detalles de la convección subsólida en el hielo son la fuente principal de incertidumbre en los modelos de todos los satélites helados. Se sabe que esta convección se desarrolla cuando la temperatura está lo suficientemente cerca del punto de fusión del hielo, debido a la dependencia de la viscosidad del hielo respecto de la temperatura.^[41] La convección subsólida en los cuerpos helados es un proceso lento, con movimientos del hielo del orden de 1 cm/año, pero es de hecho un mecanismo de enfriamiento muy efectivo a lo largo de grandes períodos.^[41] Se piensa que el proceso que tiene lugar es el llamado de «estrato estancado»; es decir, una capa exterior rígida y congelada conduce el calor sin convección, mientras que el hielo bajo esta capa sí realiza convección subsólida.^[15]^[41] En el caso de Calisto, el estrato congelado se correspondería con la litosfera, con un grueso de unos 100 km. Su presencia explica la falta de signos de actividad endógena en la superficie.^[41]^[42] La convección en el interior de Calisto podría ser por capas, a causa de las enormes presiones en el interior.^[23] El temprano inicio de la convección subsólida en el interior de Calisto podría haber impedido una descongelación a gran escala, cosa que habría dado lugar a un núcleo rocoso más grande rodeado por un manto de hielo. En su lugar, debido a la convección, se habría estado produciendo durante miles de millones de años una diferenciación parcial, incompleta, del material rocoso y el hielo en el interior de este satélite, y que puede continuar todavía teniendo lugar.^[42]

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, llegando a los 251 K (–22 °C) cuando la presión alcanza los 2 070 bar.^[15] 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.^[23]^[41]^[42] 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.^[15]

Mientras que Calisto es, en general, bastante similar a Ganimedes, parece tener una historia geológica mucho más simple. La superficie se formó principalmente bajo la influencia de los impactos.^[12] Al contrario que en Ganimedes, hay pocos indicios de actividad tectónica.^[11] La historia geológica relativamente simple de Calisto es importante, ya que sirve a los planetólogos como una buena referencia para el estudio de otros mundos más complejos.^[11]

Posibilidades de vida en un océano interno

Igual que para Europa y Ganimedes, se ha sugerido la idea de que podría existir vida extraterrestre en un océano bajo la superficie de Calisto.^[17] Sin embargo las condiciones para la vida parecen ser menos favorables que en Europa, a causa de la falta de contacto con materiales rocosos y al menor flujo de calor del interior de Calisto.^[17] El científico Torrence Johnson, comparando las posibilidades de vida con las de otros satélites galileanos, dijo:^[43]

Los ingredientes básicos para la vida, lo que denominamos «química pre-biótica», son abundantes en muchos objetos del Sistema Solar, como los cometas, los asteroides y los satélites helados. Los biólogos creen que la energía y el agua líquida son necesarios para la vida, y es emocionante encontrar otro lugar donde seguramente hay agua líquida. Sin embargo, la energía es otra cosa, y mientras que el océano de Calisto se calienta sólo por elementos radiactivos, Europa dispone además de la energía producida por las fuerzas de marea, debido a su mayor proximidad a Júpiter.

Sobre la base de estas consideraciones y a otras observaciones científicas se cree que, de todos los satélites galileanos, Europa es el que tiene una probabilidad más elevada de contener vida microbiana.^[17]^[44]

Exploración

Los viajes interplanetarios a Júpiter de las sondas Pioneer 10 y Pioneer 11, a principios de la década de 1970, contribuyeron poco al conocimiento general de Calisto, comparado con lo que se había podido investigar desde la Tierra.^[5] El verdadero avance en la investigación del cuarto satélite de Júpiter surgió cuando las sondas Voyager 1 y 2, con los vuelos de 1979 y 1980, fotografiaron más del 50 % de Calisto con una resolución de 1-2 km, y midieron con precisión la temperatura y la masa.^[5] Otra exploración fue la de la ya citada sonda Galileo entre los años 1994 y 2003; esta sonda completó la cartografía de Calisto y ofreció imágenes de una resolución de 15 metros de zonas seleccionadas de este satélite.^[12] En 2000 la sonda Cassini, en ruta hacia Saturno, pasó por el sistema joviano y tomó fotografías de alta resolución de los satélites galileanos, incluyendo Calisto.^[24]

Propuesta para ser lanzada en 2020, la Europa Júpiter System Mission (EJSM) es una sonda para la exploración de los satélites de Júpiter, en concreto Europa, con colaboración de la NASA y la ESA. En febrero de 2009 le fue otorgada prioridad en esta misión delante de la Titan Saturn System Mission.^[45] El EJSM consiste en diversas sondas americanas y europeas (el Orbitador de Júpiter y Europa, de la NASA, el Júpiter Europa Orbiter, de la ESA),^[46] y una posible sonda de la agencia espacial japonesa (JAXA), la Júpiter Magnetospheric Orbiter.

Potencial colonización

En 2003 la NASA elaboró un estudio, llamado Human Outer Planets Exploration (HOPE), considerando la futura exploración humana del sistema solar exterior. El objetivo escogido para estudiar en detalle fue Calisto.^[18]^[48] Se propuso que se podría construir una base en la superficie de Calisto para proporcionar combustible en una futura exploración del sistema solar.^[47] Las ventajas de este satélite son la poca radiación que recibe y su estabilidad geológica (es decir, no hay volcanes, terremotos, etc.). Esto podría facilitar la posterior exploración de Europa^[18] o ser una ubicación ideal para una estación de suministros para las naves espaciales que se acercaran más al sistema solar exterior, utilizando la asistencia gravitatoria de Júpiter después de marcharse de Calisto.^[18] En un informe de diciembre de 2003 la NASA expresó su creencia de que se podría intentar llevar a cabo una misión tripulada a Calisto en la década de 2040.^[49]

Véase también

Referencias

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Enlaces externos

Callisto Profile by NASA's Solar System Exploration

Datos: Q3134
Multimedia: Callisto (moon) / Q3134

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 |designaciones                       =  Júpiter IV
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-|categoría                           =  [[ Satélite galileano]]
+|categoría                           =  [[Satélite galileano]]
 |época                               =  [[J2000.0]]
-|nodo_ascendente                     =  298,848 [[Grado sexagesimal|°]]<ref name=orbita />
+|nodo_ascendente                     =  298.848°<ref name=orbita />
-|inclinación                         =  0,192 [[Grado sexagesimal|°]]<ref name=orbita />
+|inclinación                         =  0.192°<ref name=orbita />
-|argumento_perihelio                 =  52,643 [[Grado sexagesimal|°]]<ref name=orbita />
+|argumento_perihelio                 =  52.643°<ref name=orbita />
 |semieje_mayor                       =  {{esd|1 882 700 [[kilómetro|km]]}}<ref name=orbita>{{cita web|título=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|editorial=Jet Propulsion laboratary, California Institute of Technology|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|fechaacceso= 21 de julio de 2009}}</ref>
-|excentricidad                       =  0,0074<ref name=orbita />
+|excentricidad                       =  0.0074<ref name=orbita />
-|anomalía_media                      =  181,408 [[Grado sexagesimal|°]]<ref name=orbita />
+|anomalía_media                      =  181.408°<ref name=orbita />
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-|apoastro                            =  {{esd|1 897 000 km}} (apoapsis)
+|afelio                              =  {{esd|1 897 000 km}} (apoapsis)
-|periodo_orbital_sideral             =  {{periodo||16|16|32,19}}
+|periodo_orbital_sideral             =  {{periodo||16|16|32.19}}
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 |último_perihelio                    =
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+|velocidad_orbital_media             =  {{esd|8.204 km/s}}
-|radio_orbital_medio                 =
+|radio_orbital_medio                 = 1 883 000 km
 |distancia_media_sol                 =
 |satélite_de                         =  [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]
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+|diámetro                            =  {{esd|4820.6 ± 1.5 km}}
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+|gravedad                            =  {{esd|1.235 m/s<sup>2</sup>}}
 |velocidad_escape                    =  {{esd|2441 m/s}}
-|periodo_rotación                    =  {{periodo||16|16|32,19}}
+|periodo_rotación                    =  {{periodo||16|16|32.19}}
 |inclinación_axial                   =
 |clase_espectral                     =
-|magnitud_absoluta                   =  5,65<ref name=Magnitud>[{{cita web|título=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|editorial=Observatorio ARVAL|fechaacceso=13 de julio de 2007|urlarchivo=https://www.webcitation.org/61Cvx6xRx?url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|fechaarchivo=25 de agosto de 2011}}</ref>
+|magnitud_absoluta                   =  5.65<ref name=Magnitud>[{{cita web|título=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|editorial=Observatorio ARVAL|fechaacceso=13 de julio de 2007|urlarchivo=https://www.webcitation.org/61Cvx6xRx?url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|fechaarchivo=25 de agosto de 2011}}</ref>
 |diámetro_angular                    =
 |presión_atmosférica                 =
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-|albedo                              =  0,22<ref name=Moore2004>{{cita libro|apellido=Moore|nombre=Jeffrey M.| autor2 = Chapman, Clark R. | autor3 =  Bierhaus, Edward B. ''et al.'' |título=Callisto|obra=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|año=2004|editorial=[[Cambridge University Press]]|editor=Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B.|url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|formato=pdf}}</ref>
+|albedo                              =  0.22<ref name=Moore2004>{{cita libro|apellido=Moore|nombre=Jeffrey M.|autor2=Chapman, Clark R.|autor3=Bierhaus, Edward B. ''et al.''|título=Callisto|obra=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|año=2004|editorial=[[Cambridge University Press]]|editor=Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B.|url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|formato=pdf|fechaacceso=5 de julio de 2009|fechaarchivo=27 de marzo de 2009|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20090327052125/http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|deadurl=yes}}</ref>
-|composición_atmósfera               =  {{tabla2cols|[[CO2]]|~4×10<sup>8</sup> cm<sup>3</sup><ref name="Carlson 1999">{{cita publicación |apellido=Carlson |nombre=R. W.|coautores=''et al.''|título=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|revista=Science|año=1999 |volumen=283|páginas=820-821|doi=10.1126/science.283.5403.820| url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|formato=pdf|pmid=9933159}}</ref>|[[Oxígeno]]|2×10<sup>10</sup> cm<sup>3</sup><ref name="Liang 2005">{{cita publicación|apellido=Liang|nombre=M. C.|autor2=Lane, B. F.|autor3=Pappalardo, R. T.|autor4=''et al.''|título=Atmosphere of Callisto|publicación=Journal of Geophysics Research|año=2005|volumen=110|páginas=E02003|doi=10.1029/2004JE002322|url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20111212112645/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|fechaarchivo=12 de diciembre de 2011}}</ref>|urlarchivo=http://web.archive.org/web/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|fechaarchivo=27 de noviembre de 2015}}
+|composición_atmósfera               =  {{tabla2cols|[[CO2| CO<sub>2</sub>]]|~4×10<sup>8</sup> cm³<ref name="Carlson 1999">{{cita publicación|apellido=Carlson|nombre=R. W.|coautores=''et al.''|título=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|revista=Science|año=1999|volumen=283|páginas=820-821|doi=10.1126/science.283.5403.820|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|formato=pdf|pmid=9933159|publicación=|fechaacceso=5 de julio de 2009|fechaarchivo=3 de octubre de 2008|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20081003231710/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|deadurl=yes}}</ref>|[[Oxígeno]]|2×10<sup>10</sup> cm³<ref name="Liang 2005">{{cita publicación|apellido=Liang|nombre=M. C.|autor2=Lane, B. F.|autor3=Pappalardo, R. T.|autor4=''et al.''|título=Atmosphere of Callisto|publicación=Journal of Geophysics Research|año=2005|volumen=110|páginas=E02003|doi=10.1029/2004JE002322|url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20111212112645/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|fechaarchivo=12 de diciembre de 2011}}</ref>|urlarchivo=http://web.archive.org/web/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|fechaarchivo=27 de noviembre de 2015}}
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 }}
-'''Calisto''' (del griego Καλλιστώ) es un [[satélite natural|satélite]] del [[planeta]] [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] descubierto en [[1610]] por [[Galileo Galilei]].<ref name=Galileo /> Es el tercer satélite más grande del [[sistema solar]] y el segundo del sistema [[Júpiter (planeta)|joviano]], después de [[Ganimedes (satélite)|Ganimedes]]. Calisto tiene aproximadamente el 99&nbsp;% del diámetro del planeta [[Mercurio (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 {{esd|1 880 000}} kilómetros.<ref name=orbita /> No está influido por la [[resonancia orbital]] que afecta a los tres satélites galileanos interiores —[[Ío (satélite)|Ío]], [[Europa (satélite)|Europa]] y Ganimedes—, por lo que no sufre un calentamiento apreciable por [[fuerzas de marea]], como sí ocurre en los otros tres.<ref name=Musotto2002>{{cita publicación|apellido=Musotto|nombre=Susanna| autor2 = Varadi, Ferenc | autor3 =  Moore, William | autor4 =  Schubert, Gerald |título=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|año=2002|volumen=159|páginas=500-504|doi=10.1006/icar.2002.6939| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M | publicación = Icarus}}</ref> 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 alejada.<ref name=Cooper2001>{{cita publicación|apellido=Cooper|nombre=John F.|autor2=Johnson, Robert E.|autor3=Mauk, Barry H.|autor4=''et al.''|título=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites|año=2001|volumen=139|páginas=133-159|doi=10.1006/icar.2000.6498|url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|formato=pdf|publicación=Icarus|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|fechaarchivo=25 de febrero de 2009}}</ref>
+'''Calisto''' (del griego Καλλιστώ) es un [[satélite natural|satélite]] del [[planeta]] [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] descubierto en 1610 por [[Galileo Galilei]].<ref name=Galileo /> Es el tercer satélite más grande del [[sistema solar]] y el segundo del sistema [[Júpiter (planeta)|joviano]], después de [[Ganimedes (satélite)|Ganimedes]]. Calisto tiene aproximadamente el 99&nbsp;% del diámetro del planeta [[Mercurio (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 {{esd|1 880 000}} kilómetros.<ref name=orbita /> No está influido por la [[resonancia orbital]] que afecta a los tres satélites galileanos interiores —[[Ío (satélite)|Ío]], [[Europa (satélite)|Europa]] y Ganimedes—, por lo que no sufre un calentamiento apreciable por [[fuerzas de marea]], como sí ocurre en los otros tres.<ref name=Musotto2002>{{cita publicación|apellido=Musotto|nombre=Susanna| autor2 = Varadi, Ferenc | autor3 =  Moore, William | autor4 =  Schubert, Gerald |título=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|año=2002|volumen=159|páginas=500-504|doi=10.1006/icar.2002.6939| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M | publicación = Icarus}}</ref> 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 alejada.<ref name=Cooper2001>{{cita publicación|apellido=Cooper|nombre=John F.|autor2=Johnson, Robert E.|autor3=Mauk, Barry H.|autor4=''et al.''|título=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites|año=2001|volumen=139|páginas=133-159|doi=10.1006/icar.2000.6498|url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|formato=pdf|publicación=Icarus|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|fechaarchivo=25 de febrero de 2009}}</ref>
-Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de [[roca]] y [[hielo]], con una [[densidad]] media de unos 1,83&nbsp;g/cm<sup>3</sup>. Los componentes detectados mediante la [[firma espectral]] de la superficie incluyen hielo, [[dióxido de carbono]], [[silicato]]s y [[compuesto orgánico|compuestos orgánicos]]. La investigación de la sonda espacial [[Galileo (sonda espacial)|Galileo]] reveló que Calisto tiene un [[núcleo (geología)|núcleo]], compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de la existencia de un océano interno de agua a una profundidad superior a 100 kilómetros.<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Showman1999>{{cita publicación|apellido=Showman |nombre=Adam P.|autor2=Malhotra, Renu|título=The Galilean Satellites|año=1999|publicación=Science|volumen=286|páginas=77-84|doi=10.1126/science.286.5437.77| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|formato=pdf|pmid=10506564}}</ref>
+Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de [[roca]] y [[hielo]], con una [[densidad]] media de unos 1.83&nbsp;g/cm³. Los componentes detectados mediante la [[firma espectral]] de la superficie incluyen hielo, [[dióxido de carbono]], [[silicato]]s y [[compuesto orgánico|compuestos orgánicos]]. La investigación de la sonda espacial [[Galileo (sonda espacial)|Galileo]] reveló que Calisto tiene un [[núcleo (geología)|núcleo]], compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de la existencia de un océano interno de agua a una profundidad superior a 100 kilómetros.<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Showman1999>{{cita publicación|apellido=Showman|nombre=Adam P.|autor2=Malhotra, Renu|título=The Galilean Satellites|año=1999|publicación=Science|volumen=286|páginas=77-84|doi=10.1126/science.286.5437.77|url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|formato=pdf|pmid=10506564|fechaacceso=5 de julio de 2009|fechaarchivo=14 de mayo de 2011|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20110514231040/http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|deadurl=yes}}</ref>
 La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad [[placas tectónicas|tectónica]] y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos [[meteorito]]s a lo largo de su existencia.<ref name=Greeley2000>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..829G «La sonda Galileo observa la geología de Calisto»] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V6T-4118DCS-7&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=102052d816abb08ec1dfc55a4783a8ac 10.1016/S0032-0633(00)00050-7] {{Wayback|url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V6T-4118DCS-7&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=102052d816abb08ec1dfc55a4783a8ac |date=20090919103816 }}</ref> Los principales [[accidentes geográficos]] incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas de impacto con múltiples anillos concéntricos (con los [[escarpe]]s, crestas y depósitos a ellas asociados) y cadenas de cráteres ([[Catena|''catenae'']]).<ref name=Greeley2000 /> 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.<ref name=Moore2004 /> 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]],<ref name="Carlson 1999" /><ref name="Liang 2005" /> además de una [[ionosfera]] relativamente fuerte.<ref name="Kliore 2002">{{cita publicación|apellido=Kliore|nombre=A. J. | autor2 = Anabtawi, A | autor3 =  Herrera, R. G. | autor4 =  ''et al.'' |título=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations |publicación=Journal of Geophysics Research|año=2002|volumen=107|páginas=1407|doi=10.1029/2002JA009365| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K}}</ref> 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.<ref name=Canup2002>{{cita publicación|apellido=Canup|nombre=Robin M.|autor2=Ward, William R.|título=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|año=2002|volumen=124|páginas=3404-3423|doi=10.1086/344684| url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|formato=pdf | publicación = The Astronomical Journal}}</ref> Esta lentitud y la falta de fuerzas de [[marea]] evitaron una rápida [[protoplaneta|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.<ref name=Spohn2003>{{cita publicación|apellido=Spohn|nombre=T.|autor2=Schubert, G.|título=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|publicación=Icarus|año=2003|volumen=161|páginas=456-467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|fechaarchivo=27 de febrero de 2008}}</ref>
+Calisto está rodeado por una [[atmósfera]] extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de [[oxígeno molecular]],<ref name="Carlson 1999" /><ref name="Liang 2005" /> además de una [[ionosfera]] relativamente fuerte.<ref name="Kliore 2002">{{cita publicación|apellido=Kliore|nombre=A. J. | autor2 = Anabtawi, A | autor3 =  Herrera, R. G. | autor4 =  ''et al.'' |título=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations |publicación=Journal of Geophysics Research|año=2002|volumen=107|páginas=1407|doi=10.1029/2002JA009365| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K}}</ref> Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una «lenta» [[Acrecimiento|acreción]] del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación.<ref name=Canup2002>{{cita publicación|apellido=Canup|nombre=Robin M.|autor2=Ward, William R.|título=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|año=2002|volumen=124|páginas=3404-3423|doi=10.1086/344684| url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|formato=pdf | publicación = The Astronomical Journal}}</ref> Esta lentitud y la falta de fuerzas de [[marea]] evitaron una rápida [[protoplaneta|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.<ref name=Spohn2003>{{cita publicación|apellido=Spohn|nombre=T.|autor2=Schubert, G.|título=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|publicación=Icarus|año=2003|volumen=161|páginas=456-467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|fechaarchivo=27 de febrero de 2008}}</ref>
 La probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto indica que puede o podría haber albergado [[vida extraterrestre|vida]].<ref name=Phillips>{{Enlace roto|1={{cita web|apellido=Phillips|nombre=Tony|título=Científicos pueden haber descubierto un océano salado e ingredientes para la vida en una luna de Júpiter|url=http://ciencia.astroseti.org/nasa/articulo_2608_calixto_produce_gran_chapoteo.htm|año=1998|fechaacceso=22 de julio de 2009}} |2=http://ciencia.astroseti.org/nasa/articulo_2608_calixto_produce_gran_chapoteo.htm |bot=InternetArchiveBot }}</ref> Sin embargo, esto es menos probable que en [[Europa (satélite)|Europa]].<ref name=Lipps2004>{{cita publicación|apellido=Lipps|nombre=Jere H.|autor2=Delory, Gregory|autor3=Pitman, Joe|autor4=''et al.''|título=Astrobiology of Jupiter’s Icy Moons|publicación=Proc. SPIE|año=2004|volumen=5555|páginas=10|doi=10.1117/12.560356|url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|fechaarchivo=20 de agosto de 2008}}</ref> Diversas sondas espaciales, como la [[Pioneer 10]] y [[Pioneer 11|11]] o la [[Galileo (sonda espacial)|Galileo]] y la [[Cassini-Huygens|Cassini]], han estudiado el satélite. Calisto está considerado el lugar más «acogedor» para una base humana en una futura exploración del sistema joviano.<ref name=HOPE />
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 [[Archivo:Callisto Earth Moon Comparison.png|miniatura|220px|Calisto en comparación con la [[Tierra]] y la [[Luna]]]]
-Calisto fue descubierto por Galileo en enero de [[1610]] junto con los otros tres grandes satélites jovianos: [[Ganimedes (satélite)|Ganimedes]], [[Ío (satélite)|Ío]] y [[Europa (satélite)|Europa]].<Ref name=Galileo /> Este satélite recibe su nombre de una de las muchas amantes de [[Zeus]] en la [[mitología griega]], donde [[Calisto (mitología)|Calisto]] era una [[ninfa]] (o, según otras fuentes, hija de [[Licaón (mitología)|Licaón]]) que estaba asociada con la diosa de la caza [[Artemisa]].<ref name=Galileo /> El nombre fue propuesto por el astrónomo [[Simon Marius]] poco después del descubrimiento del satélite.<ref name=Marius>{{cita libro|autor=[[Marius, S.]]|título=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici|url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|año=1614}}</ref> Marius atribuyó la sugerencia a [[Johannes Kepler]].<ref name=Galileo /> Sin embargo, los nombres de los satélites galileanos cayeron en desuso durante un tiempo considerable y no se volvió a generalizar su utilización hasta mediados del [[siglo XX]]. En gran parte de la literatura astronómica relativamente reciente, Calisto es citado por su designación de [[números romanos]], ''Júpiter IV'', un sistema introducido por Galileo, o como el «cuarto satélite de Júpiter».<ref name=Barnard1892>{{cita publicación|apellido=Barnard|nombre=E. E.|url= http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html|título=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter|publicación=Astronomical Journal|volumen=12|año=1892|páginas=81-85|doi=10.1086/101715}}</ref>
+Calisto fue descubierto por Galileo en enero de 1610 junto con los otros tres grandes satélites jovianos: [[Ganimedes (satélite)|Ganimedes]], [[Ío (satélite)|Ío]] y [[Europa (satélite)|Europa]].<Ref name=Galileo /> Este satélite recibe su nombre de una de las muchas amantes de [[Zeus]] en la [[mitología griega]], donde [[Calisto (mitología)|Calisto]] era una [[ninfa]] (o, según otras fuentes, hija de [[Licaón (mitología)|Licaón]]) que estaba asociada con la diosa de la caza [[Artemisa]].<ref name=Galileo /> El nombre fue propuesto por el astrónomo [[Simon Marius]] poco después del descubrimiento del satélite.<ref name=Marius>{{cita libro|autor=[[Marius, S.]]|título=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici|url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|año=1614}}</ref> Marius atribuyó la sugerencia a [[Johannes Kepler]].<ref name=Galileo /> Sin embargo, los nombres de los satélites galileanos cayeron en desuso durante un tiempo considerable y no se volvió a generalizar su utilización hasta mediados del {{siglo|XX||s}}. En gran parte de la literatura astronómica relativamente reciente, Calisto es citado por su designación de [[números romanos]], ''Júpiter IV'', un sistema introducido por Galileo, o como el «cuarto satélite de Júpiter».<ref name=Barnard1892>{{cita publicación|apellido=Barnard|nombre=E. E.|url= http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html|título=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter|publicación=Astronomical Journal|volumen=12|año=1892|páginas=81-85|doi=10.1086/101715}}</ref>
 == Órbita y rotación ==
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 [[Archivo:001221 Cassini Jupiter & Europa & Callisto.jpg|200px|miniatura| Fotografía donde se ve Calisto (abajo a la izquierda), [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] con la [[Gran Mancha Roja]] y cercano a ésta, [[Europa (satélite)|Europa]].]]
-Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Orbita a una distancia de aproximadamente {{esd|1 880 000 [[km]]}} (26,3 veces el radio de Júpiter, {{esd|71 398 km}}).<ref name=orbita /> Esta es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano, Ganimedes, con un radio orbital de solo {{esd|1 070 000 km}}. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la [[resonancia orbital]] que afecta a los otros tres satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.<ref name=autogenerated1>{{cita publicación|apellido=Musotto|nombre=Susanna| autor2 = Varadi, Ferenc | autor3 =  Moore, William | autor4 =  Schubert, Gerald |título=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|año=2002|volumen=159|páginas=500-504|doi=10.1006/icar.2002.6939| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M |publicación = Icarus}}</ref>
+Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Órbita a una distancia de aproximadamente {{esd|1 880 000 [[km]]}} (26.3 veces el radio de Júpiter, {{esd|71 398 km}}).<ref name=orbita /> Esta es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano, Ganimedes, con un radio orbital de solo {{esd|1 070 000 km}}. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la [[resonancia orbital]] que afecta a los otros tres satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.<ref name=autogenerated1>{{cita publicación|apellido=Musotto|nombre=Susanna| autor2 = Varadi, Ferenc | autor3 =  Moore, William | autor4 =  Schubert, Gerald |título=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|año=2002|volumen=159|páginas=500-504|doi=10.1006/icar.2002.6939| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M |publicación = Icarus}}</ref>
-Igual que para muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es [[rotación síncrona|síncrona]], es decir, su [[período orbital]] es igual a su [[período de rotación]]. La duración del día calistiano, idéntica a su período orbital, es de unos 16,7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco [[Excentricidad (ciencias exactas)|excéntrica]] y poco inclinada respecto al [[ecuador]] joviano. Esta órbita cambia casi periódicamente a causa de las perturbaciones solares y planetarias. Los cambios de la excentricidad van de 0,0072 a 0,0076, mientras que la inclinación varía de 0,2 a 0,6°.<ref name=Musotto2002 /> Estas variaciones orbitales hacen que la [[inclinación axial]] (el ángulo entre el eje rotacional y el plano de la órbita) varíe entre 0,4 y 1,6°.<ref name=Bills2005>{{cita publicación|apellido=Bills|nombre=Bruce G.|título=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|año=2005|volumen=175|páginas=233-247|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B | publicación = Icarus}}</ref>
+Igual que para muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es [[rotación síncrona|síncrona]], es decir, su [[período orbital]] es igual a su [[período de rotación]]. La duración del día calistiano, idéntica a su período orbital, es de unos 16.7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco [[Excentricidad (ciencias exactas)|excéntrica]] y poco inclinada respecto al [[ecuador]] joviano. Esta órbita cambia casi periódicamente a causa de las perturbaciones solares y planetarias. Los cambios de la excentricidad van de 0.0072 a 0.0076, mientras que la inclinación varía de 0.2 a 0.6°.<ref name=Musotto2002 /> Estas variaciones orbitales hacen que la [[inclinación axial]] (el ángulo entre el eje rotacional y el plano de la órbita) varíe entre 0.4 y 1.6°.<ref name=Bills2005>{{cita publicación|apellido=Bills|nombre=Bruce G.|título=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|año=2005|volumen=175|páginas=233-247|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B | publicación = Icarus}}</ref>
-El desarrollo «aislado» de Calisto ha determinado que nunca haya sufrido un calentamiento apreciable por [[fuerzas de marea]], cosa que ha tenido importantes consecuencias para la evolución de su estructura interna.<ref name=Freeman2006>{{cita publicación|apellido=Freeman|nombre=J.|título=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|año=2006|volumen=54|página=2-14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|formato=pdf|publicación=Planetary and Space Science|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|fechaarchivo=27 de febrero de 2008}}</ref> Su distancia con respecto a Júpiter también determina que el flujo de [[carga eléctrica|partículas cargadas]] de la [[magnetosfera]] sea relativamente pequeño, unas 300 veces inferior al de [[Europa (satélite)|Europa]]. Por lo tanto, a diferencia de los otros grandes satélites de Júpiter, la irradiación de partículas cargadas sobre la superficie de Calisto ha tenido un efecto menor.<ref name=Cooper2001 />
+El desarrollo «aislado» de Calisto ha determinado que nunca haya sufrido un calentamiento apreciable por [[fuerzas de marea]], cosa que ha tenido importantes consecuencias para la evolución de su estructura interna.<ref name=Freeman2006>{{cita publicación|apellido=Freeman|nombre=J.|título=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|año=2006|volumen=54|página=2-14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|formato=pdf|publicación=Planetary and Space Science|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|fechaarchivo=27 de febrero de 2008}}</ref> Su distancia con respecto a Júpiter también determina que el flujo de [[carga eléctrica|partículas cargadas]] de la [[magnetosfera]] sea relativamente pequeño, unas 300 veces inferior al de [[Europa (satélite)|Europa]]. Por lo tanto, a diferencia de los otros grandes [[satélites de Júpiter]], la irradiación de partículas cargadas sobre la superficie de Calisto ha tenido un efecto menor.<ref name=Cooper2001 />
 == Características físicas ==
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 === Composición ===
-La [[densidad]] media de Calisto, de 1,83{{esd}}g/cm<sup>3</sup>, sugiere que presenta una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada junto con algunos hielos volátiles, como [[amoníaco]].<ref name=Kuskov2005>{{cita publicación|apellido=Kuskov|nombre=O.L.|autor2=Kronrod, V. A.|título=Internal structure of Europa and Callisto|año=2005|volumen=177|páginas=550-369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K | publicación = Icarus}}</ref> La fracción de las masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49{{esd}}% y el 55{{esd}}%.<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Spohn2003 /> La composición exacta de la parte [[rocas|rocosa]] de Calisto es desconocida, pero probablemente está formada por rocas ordinarias de [[condrita]] (rocas meteóricas) de tipos LL, que se caracterizan por su bajo contenido en hierro metálico y una relativa abundancia de [[óxido de hierro]].
+La [[densidad]] media de Calisto, de 1.83{{esd}}g/cm³, sugiere que presenta una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada junto con algunos hielos volátiles, como [[amoníaco]].<ref name=Kuskov2005>{{cita publicación|apellido=Kuskov|nombre=O.L.|autor2=Kronrod, V. A.|título=Internal structure of Europa and Callisto|año=2005|volumen=177|páginas=550-369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K | publicación = Icarus}}</ref> La fracción de las masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49{{esd}}% y el 55{{esd}}%.<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Spohn2003 /> La composición exacta de la parte [[rocas|rocosa]] de Calisto es desconocida, pero probablemente está formada por rocas ordinarias de [[condrita]] (rocas meteóricas) de tipos LL, que se caracterizan por su bajo contenido en hierro metálico y una relativa abundancia de [[óxido de hierro]].
-La superficie de Calisto tiene un [[albedo]] de un 22{{esd}}%, es decir, [[reflexión (física)|refleja]] el 22{{esd}}% de la [[luz]] que le llega.<ref name=Moore2004 /> La composición de la superficie se considera, en términos generales, muy similar a la del resto del satélite. La [[espectroscopia]] muestra las líneas de absorción del agua helada de longitudes de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0&nbsp;[[micrómetros]].<ref name=Moore2004 /> El agua helada parece ser ubicua en la superficie de Calisto, representando una fracción de la masa total de entre el 25{{esd}}% y el 50{{esd}}%.<ref name=Showman1999 /> El análisis de alta resolución del [[Espectroscopia|espectro]] de las ondas [[infrarrojo|infrarrojas]] y [[ultravioleta]]s obtenidas por la [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]] ha revelado diversos materiales independientes del hielo en la superficie: hidrosilicatos de [[hierro]] y [[magnesio]],<ref name=Moore2004 /> [[dióxido de carbono]],<ref name=Brown2003>{{cita publicación |apellido=Brown |nombre=R. H.| autor2 = Baines, K. H. | autor3 =  Bellucci, G. | autor4 =  ''et al.'' |título=Observaciones visuales y con espectrómetro cartográfico de infrarrojo (VIMS) de la Cassini durante el sobrevuelo de Júpiter |año=2003 |publicación=Icarus |volumen=164 |páginas=461-470 |doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B}}</ref> [[Óxido de azufre (IV)|dióxido de azufre]],<ref name=Noll1996>{{cita web|apellido=Noll|nombre=K. S.|título=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope|año=1996|editorial=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|páginas=1852|formato=pdf|fechaacceso=5 de julio de 2009|urlarchivo=https://www.webcitation.org/65Cgyc6L5?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|fechaarchivo=4 de febrero de 2012}}</ref> posiblemente [[amoníaco]] y diversos [[compuestos orgánicos]].<ref name=Moore2004 /><ref name=Showman1999 /> 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 de una combinación de roca y hielo, y con extensas áreas oscuras de materiales independientes del hielo.<ref name=Moore2004 /><ref name=Greeley2000 /> 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 «atrasado» (el otro hemisferio). Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario.<ref name=Moore2004 /> 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]].<ref name=Hibbitts1998>{{cita web|apellido=Hibbitts|nombre=C. A.|apellido2=McCord|nombre2=T. B.|apellido3=Hansen|nombre3=G. B.|título=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto|año=1998|editorial=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|páginas=1908|formato=pdf|fechaacceso=5 de julio de 2009|urlarchivo=https://www.webcitation.org/65Cgz1mlJ?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|fechaarchivo=4 de febrero de 2012}}</ref> Muchos de los [[cráter de impacto|cráteres de impacto]] relativamente jóvenes, como el cráter [[Adlinda|Lofn]], son abundantes en dióxido de carbono.<ref name=Hibbitts1998 /> En conjunto, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, parece similar a la de los [[Asteroide|asteroides tipo «D»]],<ref name=Greeley2000 /> cuyas superficies están formadas por materiales carbónicos.
+La superficie de Calisto tiene un [[albedo]] de un 22{{esd}}%, es decir, [[reflexión (física)|refleja]] el 22{{esd}}% de la [[luz]] que le llega.<ref name=Moore2004 /> La composición de la superficie se considera, en términos generales, muy similar a la del resto del satélite. La [[espectroscopia]] muestra las líneas de absorción del agua helada de longitudes de onda de 1.04, 1.25, 1.5, 2.0 y 3.0&nbsp;[[micrómetros]].<ref name=Moore2004 /> El agua helada parece ser [[Omnipresencia|ubicua]] en la superficie de Calisto, representando una fracción de la masa total de entre el 25{{esd}}% y el 50{{esd}}%.<ref name=Showman1999 /> El análisis de alta resolución del [[Espectroscopia|espectro]] de las ondas [[infrarrojo|infrarrojas]] y [[ultravioleta]]s obtenidas por la [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]] ha revelado diversos materiales independientes del hielo en la superficie: hidrosilicatos de [[hierro]] y [[magnesio]],<ref name=Moore2004 /> [[dióxido de carbono]],<ref name=Brown2003>{{cita publicación |apellido=Brown |nombre=R. H.| autor2 = Baines, K. H. | autor3 =  Bellucci, G. | autor4 =  ''et al.'' |título=Observaciones visuales y con espectrómetro cartográfico de infrarrojo (VIMS) de la Cassini durante el sobrevuelo de Júpiter |año=2003 |publicación=Icarus |volumen=164 |páginas=461-470 |doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B}}</ref> [[Óxido de azufre (IV)|dióxido de azufre]],<ref name=Noll1996>{{cita web|apellido=Noll|nombre=K. S.|título=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope|año=1996|editorial=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|páginas=1852|formato=pdf|fechaacceso=5 de julio de 2009|urlarchivo=https://www.webcitation.org/65Cgyc6L5?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|fechaarchivo=4 de febrero de 2012}}</ref> posiblemente [[amoníaco]] y diversos [[compuestos orgánicos]].<ref name=Moore2004 /><ref name=Showman1999 /> 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 de una combinación de roca y hielo, y con extensas áreas oscuras de materiales independientes del hielo.<ref name=Moore2004 /><ref name=Greeley2000 /> 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 «atrasado» (el otro hemisferio). Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario.<ref name=Moore2004 /> 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]].<ref name=Hibbitts1998>{{cita web|apellido=Hibbitts|nombre=C. A.|apellido2=McCord|nombre2=T. B.|apellido3=Hansen|nombre3=G. B.|título=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto|año=1998|editorial=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|páginas=1908|formato=pdf|fechaacceso=5 de julio de 2009|urlarchivo=https://www.webcitation.org/65Cgz1mlJ?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|fechaarchivo=4 de febrero de 2012}}</ref> Muchos de los [[cráter de impacto|cráteres de impacto]] relativamente jóvenes, como el cráter [[Adlinda|Lofn]], son abundantes en dióxido de carbono.<ref name=Hibbitts1998 /> En conjunto, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, parece similar a la de los [[Asteroide|asteroides tipo «D»]],<ref name=Greeley2000 /> cuyas superficies están formadas por materiales carbónicos.
 === Estructura interna ===
 [[Archivo:PIA01478 Interior of Callisto.jpg|miniatura|derecha|220px|Representación artística del interior de Calisto. El concepto de esta imagen está basado en datos recientes de la [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]] de la [[NASA]] que indican la posible existencia de un océano salado bajo la superficie de Calisto.]]
-La desgastada superficie de Calisto rodea una fría, rígida y congelada [[litosfera]] de un grosor que puede variar de 80 a 150{{esd}}km.<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Spohn2003 /> Los estudios del [[campo magnético]] de Júpiter y sus satélites sugieren un océano salado de 50-200{{esd}}km de grosor, que puede quedar por debajo de la [[corteza planetaria|corteza]].<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Spohn2003 /><ref name="Khurana 2000">{{cita publicación |apellido=Khurana|nombre=K. K.|coautores=''et al.''|título=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto|publicación=Nature|año=1998|volumen=395|páginas=777-780|doi=10.1038/27394| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf|formato=pdf}}</ref><ref name="Zimmer 2000">{{cita publicación|apellido=Zimmer|nombre=C.|autor2=Khurana, K. K.|título=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations|publicación=Icarus|año=2000|volumen=147|páginas=329-347|doi=10.1006/icar.2000.6456| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf|formato=pdf}}</ref> Se constató que Calisto se comporta en el variable campo magnético de Júpiter como si fuera una esfera perfectamente [[conductividad eléctrica|conductora de la electricidad]]; es decir, el campo magnético de Júpiter no puede penetrar dentro del satélite, lo que sugiere la existencia de una capa muy conductora de al menos 10{{esd}}km de grosor.<ref name="Zimmer 2000" />[[Archivo:Callisto field es.svg|miniatura|180px|El campo magnético joviano alrededor de Calisto]]
+La desgastada superficie de Calisto rodea una fría, rígida y congelada [[litosfera]] de un grosor que puede variar de 80 a 150{{esd}}km.<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Spohn2003 /> Los estudios del [[campo magnético]] de Júpiter y sus satélites sugieren un océano salado de 50-200{{esd}}km de grosor, que puede quedar por debajo de la [[corteza planetaria|corteza]].<ref name=Kuskov2005 /><ref name=Spohn2003 /><ref name="Khurana 2000">{{cita publicación |apellido=Khurana|nombre=K. K.|coautores=''et al.''|título=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto|publicación=Nature|año=1998|volumen=395|páginas=777-780|doi=10.1038/27394| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf|formato=pdf}}</ref><ref name="Zimmer 2000">{{cita publicación|apellido=Zimmer|nombre=C.|autor2=Khurana, K. K.|título=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations|publicación=Icarus|año=2000|volumen=147|páginas=329-347|doi=10.1006/icar.2000.6456| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf|formato=pdf}}</ref> Se constató que Calisto se comporta en el variable campo magnético de Júpiter como si fuera una esfera perfectamente [[conductividad eléctrica|conductora de la electricidad]]; es decir, el campo magnético de Júpiter no puede penetrar dentro del satélite, lo que sugiere la existencia de una capa muy conductora de al menos 10{{esd}}km de grosor.<ref name="Zimmer 2000" />
+[[Archivo:Callisto field es.svg|miniatura|180px|El campo magnético joviano alrededor de Calisto]]
 La existencia de un océano sería más probable si el agua contuviera una pequeña cantidad de [[amoníaco]] u otro [[anticongelante|crioprotector]].<ref name=Spohn2003 /> En este caso, el océano podría ser de hasta 250 o 300{{esd}}km.<ref name=Kuskov2005 /> Sin embargo, en caso de que no hubiera océano, la litosfera de Calisto sería de hasta 300{{esd}}km de grosor.
-Bajo la [[litosfera]] y el supuesto océano, el interior de Calisto no parece ser completamente uniforme, pero tampoco particularmente heterogéneo. Investigaciones de la [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]] sugieren que su interior está compuesto de [[rocas]] y hielos comprimidos, con la proporción de roca aumentando con la profundidad.<ref name=Kuskov2005 /><ref name="Anderson 1998">{{cita publicación|apellido=Anderson|nombre=J. D.|autor2=Schubert, G.|autor3=Jacobson, R. A.|autor4=''et al.''|título=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto|publicación=Science|año=1998|volumen=280|páginas=1573-1576|doi=10.1126/science.280.5369.1573|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|formato=pdf|pmid=9616114|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|fechaarchivo=26 de septiembre de 2007}}</ref> El [[momento de inercia]] y la densidad de Calisto son compatibles con la existencia de un pequeño [[núcleo (geología)|núcleo]] formado por [[silicatos]] en el centro del satélite. Es imposible, o al menos muy improbable, que el diámetro de este pequeño núcleo sobrepase los 1200{{esd}}km, y su densidad puede estar entre los 3,1-3,6{{esd}}g/cm<sup>3</sup>.<ref name=Kuskov2005 />
+Bajo la [[litosfera]] y el supuesto océano, el interior de Calisto no parece ser completamente uniforme, pero tampoco particularmente heterogéneo. Investigaciones de la [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]] sugieren que su interior está compuesto de [[rocas]] y hielos comprimidos, con la proporción de roca aumentando con la profundidad.<ref name=Kuskov2005 /><ref name="Anderson 1998">{{cita publicación|apellido=Anderson|nombre=J. D.|autor2=Schubert, G.|autor3=Jacobson, R. A.|autor4=''et al.''|título=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto|publicación=Science|año=1998|volumen=280|páginas=1573-1576|doi=10.1126/science.280.5369.1573|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|formato=pdf|pmid=9616114|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|fechaarchivo=26 de septiembre de 2007}}</ref> El [[momento de inercia]] y la densidad de Calisto son compatibles con la existencia de un pequeño [[núcleo (geología)|núcleo]] formado por [[silicatos]] en el centro del satélite. Es imposible, o al menos muy improbable, que el diámetro de este pequeño núcleo sobrepase los 1200{{esd}}km, y su densidad puede estar entre los 3.1-3.6{{esd}}g/cm³.<ref name=Kuskov2005 />
 === Geografía de la superficie ===
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 La antigua superficie de Calisto es una de las que poseen un mayor número de cráteres del sistema solar.<ref name="Zahnle 1998">{{cita publicación|apellido=Zahnle|nombre=K.|autor2=Dones, L.|título=Cratering Rates on the Galilean Satellites|publicación=Icarus|año=1998|volumen=136|páginas=202-222|doi=10.1006/icar.1998.6015|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|fechaarchivo=27 de febrero de 2008}}</ref> 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 [[tectónica de placas|tectónico]].<ref name="Bender 1997">{{Cita publicación|autor=Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. |title=Geological map of Callisto |editorial=U.S. Geological Survey |año=1997 |url=http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm}}</ref> 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 de Calisto.<ref name=Greeley2000 /><ref name="Bender 1997" />
-La superficie de Calisto se puede clasificar en varias zonas geológicas: llanuras con cráteres, llanuras claras, llanuras brillantes y «lisas», y diversos accidentes geográficos más relacionados con cráteres de impacto y estructuras en forma de anillo.<ref name="Greeley 2000">{{cita publicación|apellido=Greeley|nombre=R.| autor2 = Klemaszewski, J. E. | autor3 =  Wagner, L. | autor4 =  ''et al.'' |título=Galileo views of the geology of Callisto|publicación=Planetary and Space Science|año=2000|volumen=48|páginas=829-853| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7}}</ref><ref name="Bender 1997" /> Las llanuras con cráteres constituyen la mayor parte de la superficie de Calisto y corresponden a la antigua [[litosfera]], compuesta de una mezcla de hielo y materiales rocosos. Las llanuras claras incluyen los brillantes cráteres de impactos recientes, como los cráteres [[Asgard (cráter)|Burr]] y [[Adlinda|Lofn]], así como a los restos difusos de viejos cráteres llamados palimpsestos (que constituyen la parte central de las cuencas rodeadas de anillos múltiples), como [[Valhalla (cráter)|Valhalla]] y [[Asgard (cráter)|Asgard]]. También se incluyen en las llanuras claras algunas otras zonas aisladas dentro de las llanuras con cráteres.<ref name=Greeley2000 /> Se cree que este tipo de llanuras son depósitos helados de impacto. El tercer tipo de zona geológica, las llanuras brillantes y lisas, constituyen una pequeña porción de la superficie de este satélite. Se pueden encontrar, por ejemplo, en las crestas y fosas de las cuencas [[Valhalla (cráter)|Valhalla]] y [[Asgard (cráter)|Asgard]], y en forma de pequeñas manchas aisladas en las llanuras con cráteres. Se creía que este tipo de terreno estaba relacionado con algún tipo de actividad endógena, pero las imágenes de alta resolución de la sonda Galileo mostraron que estas llanuras lisas de apariencia brillante se correlacionaban con terrenos muy fracturados y rugosos, no presentando signos de haber sido recubiertas. En estas imágenes, sin embargo, también se encontraron unos pequeños terrenos que cubrían una superficie total de menos de {{esd|10 000 km<sup>2</sup>}} que parecen «rodear» los terrenos próximos como en una bahía. Estos terrenos son posibles depósitos [[criovolcán]]icos (etimológicamente, «volcanes de hielo»).<ref name=Greeley2000 /> Tanto las llanuras claras como las diversas llanuras lisas son geológicamente más jóvenes que las ya mencionadas llanuras con cráteres.<ref name=Greeley2000 /><ref name="Wagner 2001">{{cita conferencia |apellido=Wagner |nombre=R. |coautores=Neukum, G.; Greeley, R.; ''et al.'' |título=Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation |títulolibro=32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference |fecha=12-16 de marzo de 2001 |urlconferencia=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf|formato=pdf}}</ref>
+La superficie de Calisto se puede clasificar en varias zonas geológicas: llanuras con cráteres, llanuras claras, llanuras brillantes y «lisas», y diversos accidentes geográficos más relacionados con cráteres de impacto y estructuras en forma de anillo.<ref name="Greeley 2000">{{cita publicación|apellido=Greeley|nombre=R.| autor2 = Klemaszewski, J. E. | autor3 =  Wagner, L. | autor4 =  ''et al.'' |título=Galileo views of the geology of Callisto|publicación=Planetary and Space Science|año=2000|volumen=48|páginas=829-853| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7}}</ref><ref name="Bender 1997" /> Las llanuras con cráteres constituyen la mayor parte de la superficie de Calisto y corresponden a la antigua [[litosfera]], compuesta de una mezcla de hielo y materiales rocosos. Las llanuras claras incluyen los brillantes cráteres de impactos recientes, como los cráteres [[Asgard (cráter)|Burr]] y [[Adlinda|Lofn]], así como a los restos difusos de viejos cráteres llamados palimpsestos (que constituyen la parte central de las cuencas rodeadas de anillos múltiples), como [[Valhalla (cráter)|Valhalla]] y [[Asgard (cráter)|Asgard]]. También se incluyen en las llanuras claras algunas otras zonas aisladas dentro de las llanuras con cráteres.<ref name=Greeley2000 /> Se cree que este tipo de llanuras son depósitos helados de impacto. El tercer tipo de zona geológica, las llanuras brillantes y lisas, constituyen una pequeña porción de la superficie de este satélite. Se pueden encontrar, por ejemplo, en las crestas y fosas de las cuencas [[Valhalla (cráter)|Valhalla]] y [[Asgard (cráter)|Asgard]], y en forma de pequeñas manchas aisladas en las llanuras con cráteres. Se creía que este tipo de terreno estaba relacionado con algún tipo de actividad endógena, pero las imágenes de alta resolución de la sonda Galileo mostraron que estas llanuras lisas de apariencia brillante se correlacionaban con terrenos muy fracturados y rugosos, no presentando signos de haber sido recubiertas. En estas imágenes, sin embargo, también se encontraron unos pequeños terrenos que cubrían una superficie total de menos de {{esd|10 000 km²}} que parecen «rodear» los terrenos próximos como en una bahía. Estos terrenos son posibles depósitos [[criovolcán]]icos (etimológicamente, «volcanes de hielo»).<ref name=Greeley2000 /> Tanto las llanuras claras como las diversas llanuras lisas son geológicamente más jóvenes que las ya mencionadas llanuras con cráteres.<ref name=Greeley2000 /><ref name="Wagner 2001">{{cita conferencia |apellido=Wagner |nombre=R. |coautores=Neukum, G.; Greeley, R.; ''et al.'' |título=Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation |títulolibro=32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference |fecha=12-16 de marzo de 2001 |urlconferencia=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf|formato=pdf}}</ref>
 [[Archivo:Callisto Har PIA01054.jpg|miniatura|250px|El [[cráter de impacto]] [[Har (cráter)|Har]] con un domo central. Superpuesto a él se encuentra otro cráter posterior y más pequeño, con un pico central. (Cortesía de NASA/JPL-Caltech).]]
-El diámetro de los [[Cráter de impacto|cráteres de impacto]] observados va desde los 0,1{{esd}}km, límite de resolución de las imágenes, hasta más de 100{{esd}}km, sin contar las cuencas con múltiples anillos.<ref name=Greeley2000 /> Los cráteres pequeños, menores de 5{{esd}}km de diámetro, son simples depresiones en forma de cuenco o de plato hondo. Los cráteres de entre 5 y 40{{esd}}km suelen tener un pico central. Los cráteres mayores, con diámetros de 25 a 100{{esd}}km aproximadamente, en vez de tener un pico central, tienen un hoyo en su centro, como el [[Tindr (cráter)|cráter Tindr]].<ref name=Greeley2000 /> Los cráteres con diámetros superiores a 60{{esd}}km pueden tener domos centrales, lo que se explica como resultado de un [[Levantamiento (geología)|levantamiento tectónico]] después del impacto.<ref name=Greeley2000 /> Son ejemplos el cráter Doh y el [[Har (cráter)|cráter Har]]. Un pequeño número de brillantes cráteres muy grandes, de diámetro superior a 100{{esd}}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.
+El diámetro de los [[Cráter de impacto|cráteres de impacto]] observados va desde los 0.1{{esd}}km, límite de resolución de las imágenes, hasta más de 100{{esd}}km, sin contar las cuencas con múltiples anillos.<ref name=Greeley2000 /> Los cráteres pequeños, menores de 5{{esd}}km de diámetro, son simples depresiones en forma de cuenco o de plato hondo. Los cráteres de entre 5 y 40{{esd}}km suelen tener un pico central. Los cráteres mayores, con diámetros de 25 a 100{{esd}}km aproximadamente, en vez de tener un pico central, tienen un hoyo en su centro, como el [[Tindr (cráter)|cráter Tindr]].<ref name=Greeley2000 /> Los cráteres con diámetros superiores a 60{{esd}}km pueden tener domos centrales, lo que se explica como resultado de un [[Levantamiento (geología)|levantamiento tectónico]] después del impacto.<ref name=Greeley2000 /> Son ejemplos el cráter Doh y el [[Har (cráter)|cráter Har]]. Un pequeño número de brillantes cráteres muy grandes, de diámetro superior a 100{{esd}}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.
 [[Archivo:Valhalla crater on Callisto.jpg|miniatura|250px|derecha|[[Valhalla (cráter)|Valhalla]], la mayor estructura multi-anillada de Calisto]]
-Los accidentes geológicos más prominentes de Calisto son las cuencas con múltiples anillos.<ref name=Greeley2000 /><ref name="Bender 1997" /> Dos de ellos son enormes. [[Valhalla (cráter)|Valhalla]] es la mayor, con una región brillante central de 600 kilómetros de diámetro, mientras que los anillos se extienden a 1800{{esd}}km del centro (ver la imagen).<ref name=Map2002>{{cita web|título=Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN |editorial=U.S. Geological Survey |año=2002 |fechaacceso= 22 de julio de 2009|url=http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/}}</ref> La segunda mayor es [[Asgard (cráter)|Asgard]], que mide unos 1600{{esd}}km<ref name=Map2002 /> 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.<ref name=Klemaszewski2001>{{cita web|apellido= Klemaszewski|nombre= J. A.|autor2= Greeley, R.|título= Geological Evidence for an Ocean on Callisto |año=2001|editorial=Lunar and Planetary Science XXXI |páginas=1818|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|formato=pdf}}</ref> 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.<ref name=Greeley2000 /> Un ejemplo relativamente reciente de este tipo de objeto es el [[cometa Shoemaker-Levy 9]], que colisionó contra [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] en el año [[1994]].
+Los accidentes geológicos más prominentes de Calisto son las cuencas con múltiples anillos.<ref name=Greeley2000 /><ref name="Bender 1997" /> Dos de ellos son enormes. [[Valhalla (cráter)|Valhalla]] es la mayor, con una región brillante central de 600 kilómetros de diámetro, mientras que los anillos se extienden a 1800{{esd}}km del centro (ver la imagen).<ref name=Map2002>{{cita web|título=Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN |editorial=U.S. Geological Survey |año=2002 |fechaacceso= 22 de julio de 2009|url=http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/}}</ref> La segunda mayor es [[Asgard (cráter)|Asgard]], que mide unos 1600{{esd}}km<ref name=Map2002 /> 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.<ref name=Klemaszewski2001>{{cita web|apellido= Klemaszewski|nombre= J. A.|autor2= Greeley, R.|título= Geological Evidence for an Ocean on Callisto |año=2001|editorial=Lunar and Planetary Science XXXI |páginas=1818|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|formato=pdf}}</ref> 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.<ref name=Greeley2000 /> Un ejemplo relativamente reciente de este tipo de objeto es el [[cometa Shoemaker-Levy 9]], que colisionó contra [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] en el año 1994.
 [[Archivo:Landslides and knobs PIA01095.jpg|miniatura|izquierda|210px|Imagen de Calisto, tomada por la [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]], que muestra la superficie llena de cráteres y pequeñas protuberancias (cortesía de NASA/JPL-Caltech).]]
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 === Atmósfera e ionosfera ===
-Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono,<ref name="Carlson 1999" /> y probablemente oxígeno.<ref name="Liang 2005" /> La densidad de partículas en la atmósfera es de 4×10<sup>8</sup>{{esd}}cm<sup>3</sup> y la presión en la superficie es de 7,5×10<sup>-12</sup>{{esd}}[[bar]]. Con una atmósfera tan escasa como esta las moléculas se [[escape atmosférico|escaparían]] en sólo cuatro días; por eso, tiene que haber algún fenómeno que reponga el [[dióxido de carbono|CO<sub>2</sub>]] 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».
+Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono,<ref name="Carlson 1999" /> y probablemente oxígeno.<ref name="Liang 2005" /> La densidad de partículas en la atmósfera es de 4&nbsp;×&nbsp;10<sup>8</sup>{{esd}}cm³ y la presión en la superficie es de 7.5&nbsp;×&nbsp;10<sup>-12</sup>{{esd}}[[Bar (unidad de presión)|bar]]. Con una atmósfera tan escasa como ésta las moléculas se [[escape atmosférico|escaparían]] en sólo cuatro días; por eso, tiene que haber algún fenómeno que reponga el [[dióxido de carbono|CO<sub>2</sub>]] 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 [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]] sobre este satélite.<ref name="Kliore 2002" /> La densidad de electrones relativamente alta de la ionosfera (concretamente de 7-17×10&nbsp;cm<sup>−3</sup>) 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]].<ref name="Liang 2005" />
+La ionosfera de Calisto fue detectada durante los vuelos de la [[Galileo (sonda espacial)|sonda Galileo]] sobre este satélite.<ref name="Kliore 2002" /> La densidad de electrones relativamente alta de la ionosfera (concretamente de 7-17&nbsp;×&nbsp;10&nbsp;cm<sup>−3</sup>) 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]].<ref name="Liang 2005" /><ref>{{Cita web|url=https://www.cnet.com/science/space/jupiters-moon-callisto-has-a-whole-lot-of-oxygen-scientists-struggle-to-explain/|título=Jupiter's Moon Callisto Has a Whole Lot of Oxygen Scientists Struggle to Explain|fechaacceso=2023-09-16|apellido={{v|Mack}}|nombre=Eric|fecha=13 de septiembre de 2023|sitioweb=www.cnet.com|idioma=en}}</ref> 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.<ref name=Strobel2002>{{cita publicación|apellido=Strobel|nombre=Darrell F.| autor2 = Saur, Joachim | autor3 =  Feldman, Paul D. | autor4 =  ''et al.'' |título=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor|año=2002|volumen=581|páginas=L51-L54|doi=10.1086/345803|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S | publicación = The Astrophysical Journal}}</ref> Asimismo, el Hubble detectó oxígeno [[condensación (física)|condensado]] y atrapado en la superficie de Calisto.<ref name=Spencer2002>{{cita publicación|apellido= Spencer|nombre=John R.|autor2=Calvin, Wendy M.|título=Condensed O2 on Europa and Callisto|año=2002|volumen=124|página=3400-3403| doi=10.1086/344307|url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf|formato=pdf | publicación= The Astronomical Journal}}</ref>
-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.<ref name=Strobel2002>{{cita publicación|apellido=Strobel|nombre=Darrell F.| autor2 = Saur, Joachim | autor3 =  Feldman, Paul D. | autor4 =  ''et al.'' |título=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor|año=2002|volumen=581|páginas=L51-L54|doi=10.1086/345803|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S | publicación = The Astrophysical Journal}}</ref> Asimismo, el Hubble detectó oxígeno [[condensación (física)|condensado]] y atrapado en la superficie de Calisto.<ref name=Spencer2002>{{cita publicación|apellido= Spencer|nombre=John R.|autor2=Calvin, Wendy M.|título=Condensed O2 on Europa and Callisto|año=2002|volumen=124|página=3400-3403| doi=10.1086/344307|url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf|formato=pdf | publicación= The Astronomical Journal}}</ref>
 == Origen y desarrollo ==
 [[Archivo:Jagged Hills PIA03455.jpg|miniatura|derecha|235px|Terreno con protuberancias. (Crédito: NASA/JPL/Arizona State University).]]
-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.<ref name=Spohn2003 /> 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.<ref name=Canup2002 />
+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.<ref name=Spohn2003 /> Por lo tanto, el modelo más probable de su formación es una lenta [[Acrecimiento|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.<ref name=Canup2002 />
-La posterior evolución geológica de Calisto después de su [[acreción]] se determina por el equilibrio entre el calentamiento [[Radiactividad|radiactivo]] y el enfriamiento, debido a la [[conducción térmica]] cerca de la superficie y a la [[convección]] subsólida o de estado sólido en el interior del satélite.<ref name=Freeman2006 /> Los detalles de la convección subsólida en el hielo son la fuente principal de incertidumbre en los modelos de todos los satélites helados. Se sabe que esta convección se desarrolla cuando la temperatura está lo suficientemente cerca del [[punto de fusión]] del hielo, debido a la dependencia de la viscosidad del hielo respecto de la temperatura.<ref name=McKinnon2006>{{cita publicación|apellido=McKinnon|nombre=William B.|título=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|año=2006|volumen=183|páginas=435-450|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M | publicación = Icarus}}</ref> La convección subsólida en los cuerpos helados es un proceso lento, con movimientos del hielo del orden de 1 cm/año, pero es de hecho un mecanismo de enfriamiento muy efectivo a lo largo de grandes períodos.<ref name=McKinnon2006 /> Se piensa que el proceso que tiene lugar es el llamado de «estrato estancado»; es decir, una capa exterior rígida y congelada conduce el calor sin convección, mientras que el hielo bajo esta capa sí realiza convección subsólida.<ref name=Spohn2003 /><ref name=McKinnon2006 /> En el caso de Calisto, el estrato congelado se correspondería con la [[litosfera]], con un grueso de unos 100{{esd}}km. Su presencia explica la falta de signos de actividad endógena en la superficie.<ref name=McKinnon2006 /><ref name=Nagel2004 /> La convección en el interior de Calisto podría ser por capas, a causa de las enormes presiones en el interior.<ref name=Freeman2006 /> El temprano inicio de la convección subsólida en el interior de Calisto podría haber impedido una descongelación a gran escala, cosa que habría dado lugar a un núcleo rocoso más grande rodeado por un manto de hielo. En su lugar, debido a la convección, se habría estado produciendo durante miles de millones de años una diferenciación parcial, incompleta, del material rocoso y el hielo en el interior de este satélite, y que puede continuar todavía teniendo lugar.<ref name=Nagel2004>{{cita publicación|apellido=Nagel|nombre=K.a| autor2 = Breuer, D. | autor3 =  Spohn, T. |título=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|año=2004|volumen=169|páginas=402-412|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N | publicación = Icarus}}</ref>
+La posterior evolución geológica de Calisto después de su [[Acrecimiento|acreción]] se determina por el equilibrio entre el calentamiento [[Radiactividad|radiactivo]] y el enfriamiento, debido a la [[conducción térmica]] cerca de la superficie y a la [[convección]] subsólida o de estado sólido en el interior del satélite.<ref name=Freeman2006 /> Los detalles de la convección subsólida en el hielo son la fuente principal de incertidumbre en los modelos de todos los satélites helados. Se sabe que esta convección se desarrolla cuando la temperatura está lo suficientemente cerca del [[punto de fusión]] del hielo, debido a la dependencia de la viscosidad del hielo respecto de la temperatura.<ref name=McKinnon2006>{{cita publicación|apellido=McKinnon|nombre=William B.|título=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|año=2006|volumen=183|páginas=435-450|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M | publicación = Icarus}}</ref> La convección subsólida en los cuerpos helados es un proceso lento, con movimientos del hielo del orden de 1 cm/año, pero es de hecho un mecanismo de enfriamiento muy efectivo a lo largo de grandes períodos.<ref name=McKinnon2006 /> Se piensa que el proceso que tiene lugar es el llamado de «estrato estancado»; es decir, una capa exterior rígida y congelada conduce el calor sin convección, mientras que el hielo bajo esta capa sí realiza convección subsólida.<ref name=Spohn2003 /><ref name=McKinnon2006 /> En el caso de Calisto, el estrato congelado se correspondería con la [[litosfera]], con un grueso de unos 100{{esd}}km. Su presencia explica la falta de signos de actividad endógena en la superficie.<ref name=McKinnon2006 /><ref name=Nagel2004 /> La convección en el interior de Calisto podría ser por capas, a causa de las enormes presiones en el interior.<ref name=Freeman2006 /> El temprano inicio de la convección subsólida en el interior de Calisto podría haber impedido una descongelación a gran escala, cosa que habría dado lugar a un núcleo rocoso más grande rodeado por un manto de hielo. En su lugar, debido a la convección, se habría estado produciendo durante miles de millones de años una diferenciación parcial, incompleta, del material rocoso y el hielo en el interior de este satélite, y que puede continuar todavía teniendo lugar.<ref name=Nagel2004>{{cita publicación|apellido=Nagel|nombre=K.a| autor2 = Breuer, D. | autor3 =  Spohn, T. |título=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|año=2004|volumen=169|páginas=402-412|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N | publicación = Icarus}}</ref>
 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, llegando a los 251{{esd}}K (–22&nbsp;[[Grado Celsius|°C]]) cuando la presión alcanza los {{esd|2 070 [[Bar (unidad de presión)|bar]]}}.<ref name=Spohn2003 /> En los modelados de Calisto se calcula que entre 100 y 200{{esd}}km de profundidad la temperatura estaría muy cerca o sobrepasaría ligeramente esta temperatura de fusión.<ref name=Freeman2006 /><ref name=McKinnon2006 /><ref name=Nagel2004 /> 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.<ref name=Spohn2003 />
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 Los ingredientes básicos para la vida, lo que denominamos «química pre-biótica», son abundantes en muchos objetos del Sistema Solar, como los [[cometa]]s, los [[asteroides]] y los satélites helados. Los biólogos creen que la energía y el agua líquida son necesarios para la vida, y es emocionante encontrar otro lugar donde seguramente hay agua líquida. Sin embargo, la energía es otra cosa, y mientras que el océano de Calisto se calienta sólo por elementos radiactivos, Europa dispone además de la energía producida por las fuerzas de marea, debido a su mayor proximidad a Júpiter.}}
-Sobre la base de estas consideraciones y a otras observaciones científicas se cree que, de todos los satélites galileanos, Europa es el que tiene una probabilidad más elevada de contener [[bacterias|vida microbiana]].<ref name=Lipps2004 /><ref name=François2005>{{cita publicación|apellido=François|nombre=Raulin|título=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations|año=2005|volumen=116|páginas=471-487| url=http://www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf| formato=pdf|doi=10.1007/s11214-005-1967-x | publicación = Space Science Reviews}}</ref>
+Sobre la base de estas consideraciones y a otras observaciones científicas se cree que, de todos los satélites galileanos, Europa es el que tiene una probabilidad más elevada de contener [[bacterias|vida microbiana]].<ref name=Lipps2004 /><ref name=François2005>{{cita publicación|apellido=François|nombre=Raulin|título=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations|año=2005|volumen=116|páginas=471-487|url=http://www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf|formato=pdf|doi=10.1007/s11214-005-1967-x|publicación=Space Science Reviews}}</ref>
 == Exploración ==
-Los viajes interplanetarios a Júpiter de las sondas [[Pioneer 10]] y [[Pioneer 11]], a principios de la década de 1970, contribuyeron poco al conocimiento general de Calisto, comparado con lo que se había podido investigar desde la [[Tierra]].<ref name=Moore2004 /> El verdadero avance en la investigación del cuarto satélite de Júpiter surgió cuando las sondas [[Voyager 1]] y [[Voyager 2|2]], con los vuelos de [[1979]] y [[1980]], fotografiaron más del 50{{esd}}% de Calisto con una resolución de 1-2&nbsp;km, y midieron con precisión la temperatura y la [[masa]].<ref name=Moore2004 /> Otra exploración fue la de la ya citada sonda [[Galileo (sonda espacial)|Galileo]] entre los años [[1994]] y [[2003]]; esta sonda completó la cartografía de Calisto y ofreció imágenes de una resolución de 15 metros de zonas seleccionadas de este satélite.<ref name=Greeley2000 /> En [[2000]] la sonda [[Cassini-Huygens|Cassini]], en ruta hacia [[Saturno (planeta)|Saturno]], pasó por el sistema joviano y tomó fotografías de alta resolución de los satélites galileanos, incluyendo Calisto.<ref name=Brown2003 />
+Los viajes interplanetarios a Júpiter de las sondas [[Pioneer 10]] y [[Pioneer 11]], a principios de la década de 1970, contribuyeron poco al conocimiento general de Calisto, comparado con lo que se había podido investigar desde la [[Tierra]].<ref name=Moore2004 /> El verdadero avance en la investigación del cuarto satélite de Júpiter surgió cuando las sondas [[Voyager 1]] y [[Voyager 2|2]], con los vuelos de 1979 y 1980, fotografiaron más del 50{{esd}}% de Calisto con una resolución de 1-2&nbsp;km, y midieron con precisión la temperatura y la [[masa]].<ref name=Moore2004 /> Otra exploración fue la de la ya citada sonda [[Galileo (sonda espacial)|Galileo]] entre los años 1994 y 2003; esta sonda completó la cartografía de Calisto y ofreció imágenes de una resolución de 15 metros de zonas seleccionadas de este satélite.<ref name=Greeley2000 /> En 2000 la sonda [[Cassini-Huygens|Cassini]], en ruta hacia [[Saturno (planeta)|Saturno]], pasó por el sistema joviano y tomó fotografías de alta resolución de los satélites galileanos, incluyendo Calisto.<ref name=Brown2003 />
-Propuesta para ser lanzada en [[2020]], la [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM) es una sonda para la exploración de los satélites de Júpiter, en concreto Europa, con colaboración de la [[NASA]] y la [[ESA]]. En [[febrero]] de [[2009]] le fue otorgada prioridad en esta misión delante de la Titan Saturn System Mission.<ref>{{cita web|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|título=Jupiter in space agencies' sights|nombre=Paul|apellido=Rincon|editorial=BBC News|fechaacceso=20 de febrero de 2009}}</ref> El EJSM consiste en diversas sondas americanas y europeas (el [[Orbitador de Júpiter y Europa]], de la NASA, el [[Jupiter Europa Orbiter]], de la ESA),<ref>{{cita web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|título=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|fecha=21 de julio de 2007|editorial=ESA|fechaacceso=20 de febrero de 2009}}</ref> y una posible sonda de la agencia espacial japonesa ([[JAXA]]), la [[Jupiter Magnetospheric Orbiter]].
+Propuesta para ser lanzada en 2020, la [[Europa Júpiter System Mission]] (EJSM) es una sonda para la exploración de los satélites de Júpiter, en concreto Europa, con colaboración de la [[NASA]] y la [[ESA]]. En febrero de 2009 le fue otorgada prioridad en esta misión delante de la Titan Saturn System Mission.<ref>{{cita web|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|título=Jupiter in space agencies' sights|nombre=Paul|apellido=Rincon|editorial=BBC News|fechaacceso=20 de febrero de 2009}}</ref> El EJSM consiste en diversas sondas americanas y europeas (el [[Orbitador de Júpiter y Europa]], de la NASA, el [[Júpiter Europa Orbiter]], de la ESA),<ref>{{cita web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|título=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|fecha=21 de julio de 2007|editorial=ESA|fechaacceso=20 de febrero de 2009}}</ref> y una posible sonda de la agencia espacial japonesa ([[JAXA]]), la [[Júpiter Magnetospheric Orbiter]].
 == Potencial colonización ==
 [[Archivo:Callisto base.PNG|miniatura|300px|Ilustración de una hipotética base en Calisto en el futuro<ref name="CallistoBase">{{cita web|título=Vision for Space Exploration|url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|editorial=[[NASA]] |año=2004 |fechaacceso=22 de julio de 2007|formato=pdf}}</ref>]]
-En 2003 la NASA elaboró un estudio, llamado ''Human Outer Planets Exploration'' (HOPE), considerando la futura exploración humana del sistema solar exterior. El objetivo escogido para estudiar en detalle fue Calisto.<ref name=HOPE>{{cita web|título=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|apellido=Trautman|nombre=Pat|autor2=Bethke, Kristen|editorial=NASA|año=2003|url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|fechaarchivo=19 de enero de 2012}}</ref><ref>{{cita publicación|apellido=Troutman|nombre=Patrick A.| autor2 = Bethke, Kristen | autor3 =  Stillwagen, Fred | autor4 =  Caldwell, Darrell L. Jr. | autor5 =  Manvi, Ram | autor6 =  Strickland, Chris | autor7 =  Krizan, Shawn A. |título=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|publicación=American Institute of Physics Conference Proceedings|fecha=28 de enero de 2003|volumen=654|páginas=821-828|fechaacceso=10 de mayo de 2006|doi=10.1063/1.1541373}}</ref> Se propuso que se podría construir una base en la superficie de Calisto para proporcionar combustible en una futura exploración del sistema solar.<ref name=CallistoBase /> Las ventajas de este satélite son la poca radiación que recibe y su estabilidad geológica (es decir, no hay volcanes, terremotos, etc.). Esto podría facilitar la posterior exploración de [[Europa (satélite)|Europa]]<ref name=HOPE /> o ser una ubicación ideal para una estación de suministros para las naves espaciales que se acercaran más al sistema solar exterior, utilizando la [[asistencia gravitatoria]] de Júpiter después de marcharse de Calisto.<ref name=HOPE /> En un informe de diciembre de 2003 la NASA expresó su creencia de que se podría intentar llevar a cabo una misión tripulada a Calisto en la década de [[2040]].<ref>{{cita web|título=High Power MPD Nuclear Eléctric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity Hope Missions to Callisto|url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|fechaacceso=21 de julio de 2009|formato=pdf|urlarchivo=https://www.webcitation.org/68rIn3JrS?url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|fechaarchivo=2 de julio de 2012}}</ref>
+En 2003 la NASA elaboró un estudio, llamado ''Human Outer Planets Exploration'' (HOPE), considerando la futura exploración humana del sistema solar exterior. El objetivo escogido para estudiar en detalle fue Calisto.<ref name=HOPE>{{cita web|título=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|apellido=Trautman|nombre=Pat|autor2=Bethke, Kristen|editorial=NASA|año=2003|url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|formato=pdf|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|fechaarchivo=19 de enero de 2012}}</ref><ref>{{cita publicación|apellido=Troutman|nombre=Patrick A.| autor2 = Bethke, Kristen | autor3 =  Stillwagen, Fred | autor4 =  Caldwell, Darrell L. Jr. | autor5 =  Manvi, Ram | autor6 =  Strickland, Chris | autor7 =  Krizan, Shawn A. |título=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|publicación=American Institute of Physics Conference Proceedings|fecha=28 de enero de 2003|volumen=654|páginas=821-828|fechaacceso=10 de mayo de 2006|doi=10.1063/1.1541373}}</ref> Se propuso que se podría construir una base en la superficie de Calisto para proporcionar combustible en una futura exploración del sistema solar.<ref name=CallistoBase /> Las ventajas de este satélite son la poca radiación que recibe y su estabilidad geológica (es decir, no hay volcanes, terremotos, etc.). Esto podría facilitar la posterior exploración de [[Europa (satélite)|Europa]]<ref name=HOPE /> o ser una ubicación ideal para una estación de suministros para las naves espaciales que se acercaran más al sistema solar exterior, utilizando la [[asistencia gravitatoria]] de Júpiter después de marcharse de Calisto.<ref name=HOPE /> En un informe de diciembre de 2003 la NASA expresó su creencia de que se podría intentar llevar a cabo una misión tripulada a Calisto en la década de 2040.<ref>{{cita web|título=High Power MPD Nuclear Eléctric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity Hope Missions to Callisto|url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|fechaacceso=21 de julio de 2009|formato=pdf|urlarchivo=https://www.webcitation.org/68rIn3JrS?url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|fechaarchivo=2 de julio de 2012}}</ref>
 == Véase también ==
 * [[Anexo:Cráteres de Calisto]]
 * [[Satélite galileano|Satélites galileanos]]
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 {{control de autoridades}}
 [[Categoría:Satélites galileanos]]
 [[Categoría:Objetos astronómicos descubiertos en 1610]]