Calisto

Calisto, un mundo helado con cuencas de múltiples anillos y terreno craterizado con posible océano en su interior

Calisto es el satélite más externo de los cuatro grandes cuerpos descubiertos por Galileo Galilei en 1610. Con un diámetro comparable al de Mercurio y una densidad claramente inferior, combina materiales rocosos y hielo de agua distribuidos sin una diferenciación completa. Su superficie conserva estructuras formadas en las primeras etapas del Sistema Solar, lo que permite estudiar procesos de impacto, fragmentación y estabilidad térmica en un entorno dominado por la gravedad y el campo magnético de Júpiter.

Las observaciones realizadas desde la Tierra y las misiones espaciales han revelado una superficie muy antigua, con cuencas de múltiples anillos y una distribución homogénea de cráteres a escala global. Las mediciones de magnetometría y de conductividad sugieren la presencia de un océano interno profundo, aislado bajo una litosfera de hielo. Calisto representa así un punto de comparación esencial con Ío, Europa y Ganímedes, cuyos estados térmicos y geológicos son diferentes.

Introducción | Características | Interior | Superficie | Atmósfera | Descubrimiento | Exploración

Calisto en el sistema de Júpiter

Calisto orbita a una distancia media de 1,88 millones de kilómetros de Júpiter, fuera de la cadena de resonancias que vincula a Ío, Europa y Ganímedes. Esta posición determina en gran medida su evolución térmica, ya que la ausencia de resonancias evita la generación de calentamiento mareal significativo. La consecuencia directa es un entorno interior más frío, capaz de preservar estructuras antiguas sin episodios de renovación superficial a gran escala.

El satélite completa una órbita alrededor de Júpiter en aproximadamente dieciséis días y medio, con una excentricidad muy baja y una inclinación pequeña respecto al plano ecuatorial del planeta. Las condiciones dinámicas estables explican tanto la ausencia de fracturas globales asociadas a tensiones de marea como la permanencia prolongada de cuencas de impacto y terrenos texturizados. A la distancia orbital de Calisto, el flujo de partículas energéticas del entorno joviano también es menor que en los satélites interiores, lo que reduce las tasas de alteración superficial por irradiación.

La posición estable de Calisto dentro del sistema de Júpiter proporciona un marco para interpretar la distribución global de cráteres, la evolución química del hielo expuesto y la interacción limitada con el plasma magnetosférico. Este contexto orbital es fundamental para entender su estado actual y para compararlo con los otros satélites galileanos, cuya actividad interna y superficie responden a procesos dinámicos más intensos.

Características físicas y orbitales de Calisto

Calisto tiene un diámetro medio de 4.820 km y una masa de 1,08 × 10²³ kg, valores que lo sitúan muy cerca de Mercurio en tamaño, pero con una densidad menor, en torno a 1,83 g/cm³. Esta combinación indica que está formado por proporciones similares de materiales rocosos y hielo de agua, distribuidos de manera menos diferenciada que en Ganímedes. La aceleración de la gravedad en la superficie es de 1,24 m/s² y la velocidad de escape ronda los 2,44 km/s.

El albedo geométrico se sitúa alrededor de 0,22, con una reflectividad dominada por la mezcla de hielo y materiales oscuros presentes en la superficie. Las temperaturas superficiales oscilan entre unos 80 K en zonas nocturnas o sombreadas y valores cercanos a 165 K en regiones ecuatoriales iluminadas. A la distancia orbital de Calisto, la radiación ultravioleta incidente y el flujo de partículas energéticas del entorno joviano son menores que en los satélites interiores, lo que condiciona la velocidad de alteración química del hielo expuesto.

El satélite orbita a Júpiter a una distancia media de unos 1,88 millones de kilómetros y completa una vuelta alrededor del planeta en 16,69 días. La órbita es prácticamente circular, con una excentricidad de apenas 0,007, y su inclinación respecto al plano ecuatorial de Júpiter es inferior a medio grado. Esta geometría orbital estable implica variaciones mínimas en las tensiones mareales, sin los efectos de resonancia que actúan sobre los otros satélites galileanos.

La rotación de Calisto está sincronizada con su periodo orbital, como es habitual en los satélites grandes del Sistema Solar, de modo que siempre muestra la misma cara hacia Júpiter.

Estructura interna y océano subsuperficial de Calisto

Los datos disponibles indican que Calisto no alcanzó una diferenciación completa durante su formación. Su densidad y los modelos térmicos sugieren un interior compuesto por una mezcla de materiales rocosos y hielo de agua distribuidos de manera gradual con la profundidad, sin un límite neto entre un manto rocoso bien definido y una envoltura helada. Esta estructura se ajusta a un escenario de acreción lenta y temperaturas internas moderadas, en el que el calor generado por impactos y desintegración radiactiva no fue suficiente para fundir y reorganizar totalmente el interior del satélite.

Diversas líneas de evidencia apuntan a la presencia de un océano subsuperficial situado a gran profundidad bajo la litosfera de hielo. La detección de señales magnéticas inducidas durante los sobrevuelos de la misión Galileo constituye uno de los principales indicios. Estas señales son compatibles con una capa conductora, probablemente una mezcla de agua y sales, capaz de responder al campo magnético variable de Júpiter. El espesor y la conductividad de esta capa se han estimado mediante modelos multifrecuencia que delimitan un intervalo amplio de posibles profundidades, pero coinciden en situarla bajo una corteza de hielo considerablemente gruesa.

El espesor de la litosfera helada de Calisto se estima en decenas de kilómetros, con la posibilidad de alcanzar valores superiores según los modelos térmicos más conservadores. Por debajo de esta envoltura, el gradiente térmico permitiría la existencia de agua líquida o parcialmente líquida, mantenida por la combinación de calor residual de formación, desintegración radiactiva y la presencia de solutos que reducen el punto de congelación. Este océano profundo estaría aislado de la superficie, sin indicios de intercambio directo con el exterior, lo que lo diferencia de los entornos más activos de Europa o Ganímedes.

Las propiedades físicas del océano, incluida su conductividad, podrían depender de la concentración de sales y compuestos procedentes del material rocoso en suspensión o en disolución. Las variaciones en dicha conductividad influyen en la intensidad de las señales magnéticas inducidas y permiten restringir los modelos internos. Este enfoque ha sido reforzado por estudios recientes que comparan la respuesta de Calisto a distintas frecuencias del campo joviano, proporcionando estimaciones más ajustadas para la profundidad y el espesor de la capa líquida.

Superficie, geología y composición superficial de Calisto

La superficie de Calisto es una de las más antiguas reconocidas en el Sistema Solar y presenta una distribución de cráteres que cubre prácticamente todo el satélite. Esta característica indica que la litosfera helada ha permanecido estable durante largos periodos, sin procesos endógenos capaces de renovar el terreno en extensión. La densidad de cráteres es alta tanto en las regiones ecuatoriales como en las latitudes medias, con una variedad de formas que permite reconstruir las condiciones mecánicas del hielo y el efecto de impactos de diferentes energías. Los cráteres simples muestran bordes definidos y suelos relativamente planos, mientras que los cráteres complejos presentan terrazas, picos centrales o zonas internas modificadas por relajación del hielo tras el impacto.

Entre las estructuras más destacadas se encuentran las cuencas de múltiples anillos, como Asgard y Valhalla, cuyos diámetros alcanzan centenares e incluso miles de kilómetros. La formación de estos sistemas concéntricos implica la deformación de la litosfera helada tras impactos de gran magnitud. Los anillos internos suelen aparecer como crestas degradadas, mientras que los externos se manifiestan como surcos o depresiones que marcan la propagación de la onda de choque a través del hielo. Las observaciones de Galileo permitieron documentar zonas centrales con terrenos más brillantes y texturas finas, así como áreas en las que la movilidad del material oscuro ha modificado el relieve tras la formación de las estructuras principales.

En diversas regiones de Calisto se identifican terrenos texturizados formados por conjuntos de montículos helados de pequeña escala. Estas unidades, visibles en mosaicos de alta resolución, consisten en agrupaciones de protuberancias con alturas del orden de decenas de metros. Su origen se relaciona con la erosión progresiva del hielo y la acumulación diferencial de materiales oscuros en depresiones locales. La presencia de pendientes cubiertas por deslizamientos indica que el regolito helado puede movilizarse a distancias significativas incluso en ausencia de una atmósfera densa, probablemente debido a la gran finura de los granos y a procesos electrostáticos que facilitan el desplazamiento del material.

La composición superficial deducida mediante espectroscopía muestra mezclas dominadas por hielo de agua, materiales carbonosos y silicatos. El CO₂ se detecta tanto en forma sólida como en gas tenue en la exosfera, con una distribución que varía entre hemisferios. Las observaciones de Galileo NIMS fueron las primeras en identificar absorciones asociadas a CO₂ y compuestos carbonados, y estudios posteriores con telescopios terrestres y espaciales han confirmado la diversidad química del terreno. Los datos recientes del telescopio James Webb muestran bandas de absorción en el infrarrojo medio que indican la presencia de CO₂ en estado sólido ligado a materiales oscuros, así como posibles contribuciones de especies orgánicas y sulfuro de carbono. Estas diferencias se correlacionan con la distribución de hielo expuesto, los depósitos brillantes en los anillos internos de las cuencas y la acumulación de polvo procedente de satélites irregulares.

El contraste entre el hemisferio principal y el hemisferio rezagado refleja la combinación de procesos exógenos y endógenos. El hemisferio que avanza en la órbita recibe mayor aporte de partículas de polvo, mientras que el hemisferio rezagado exhibe depósitos más brillantes asociados a impactos recientes y a la redistribución del hielo por sublimación. Las variaciones de albedo observadas en mosaicos globales se explican mediante diferentes proporciones de hielo, material oscuro, contaminantes carbonados y residuos de impacto.

Atmósfera y exosfera de Calisto

La atmósfera de Calisto es extremadamente tenue y se comporta como una exosfera, donde las moléculas realizan trayectorias balísticas sin colisiones significativas entre sí. Está compuesta principalmente por CO₂ y O₂ en cantidades muy bajas, con aportes de H₂ y otros productos derivados de la interacción entre la superficie helada y el entorno magnetosférico de Júpiter. La presión superficial es tan reducida que los gases presentes proceden de procesos locales como la sublimación, la desorción inducida por radiación y la erosión por partículas energéticas.

Las primeras detecciones de CO₂ gaseoso se obtuvieron mediante observaciones en infrarrojo desde la misión Galileo, que registró emisiones asociadas al modo vibracional fundamental de esta molécula por encima del hemisferio principal. Estas emisiones indicaron la existencia de un reservorio exosférico con concentraciones que varían en función de la iluminación solar y la composición local del hielo. Estudios recientes basados en espectros de alta resolución obtenidos con telescopios espaciales han confirmado la presencia global de CO₂ gas, así como variaciones en su distribución relacionadas con la irradiación, el flujo de partículas y el transporte superficial.

El O₂ presente en la exosfera se produce por descomposición de moléculas de agua en la superficie, un proceso favorecido por la radiación ultravioleta y el impacto de partículas cargadas. Debido a la baja gravedad y a la escasa presión, la mayoría de estas moléculas escapa al espacio o se redistribuye en escalas de tiempo cortas. La presencia de H₂, detectada de manera indirecta, también está vinculada a la interacción entre el hielo y el ambiente radiativo, con abundancias sujetas a variaciones temporales.

La interacción de Calisto con el plasma joviano influye en la dinámica de su exosfera. A la distancia orbital del satélite, la densidad del plasma es menor que en los satélites interiores, pero alcanza niveles suficientes para inducir fenómenos de sputtering que liberan moléculas desde la superficie. Durante condiciones particulares del entorno magnetosférico, como las registradas por la misión Juno, se han observado señales ultravioleta asociadas a corrientes que conectan el satélite con la atmósfera de Júpiter. Estas observaciones revelan que Calisto puede generar huellas aurorales débiles, lo que indica la existencia de electrones acelerados en su tubo de flujo magnético bajo determinadas condiciones.

Descubrimiento de Calisto y primeras observaciones con telescopio

Calisto fue observado por primera vez en enero de 1610 por Galileo Galilei, durante el conjunto de sesiones que permitieron identificar los cuatro satélites mayores de Júpiter. Su posición cambiante con respecto al planeta confirmó que se trataba de un cuerpo que lo orbitaba. El nombre actual procede de la propuesta de Simon Marius, que adoptó denominaciones basadas en la mitología clásica, aunque durante siglos se utilizó también la designación Júpiter IV.

Las observaciones realizadas con telescopios terrestres a lo largo de los siglos XVII, XVIII y XIX permitieron determinar con precisión creciente los parámetros orbitales y el periodo de traslación del satélite. Las técnicas de micrometría y la mejora de la calidad óptica facilitaron estimaciones del diámetro aparente y del albedo. Estos estudios mostraron que Calisto es un objeto de bajo brillo superficial, con una reflectividad menor que la de Ganímedes y con variaciones notables de albedo distribuidas por todo el disco.

El desarrollo de la fotografía astronómica en el siglo XIX permitió obtener imágenes más estables del satélite, aunque la resolución era insuficiente para detectar rasgos superficiales. Durante gran parte del siglo XX, la fotometría y la espectroscopía terrestre proporcionaron las primeras curvas de luz, las estimaciones iniciales de la densidad media y las primeras inferencias sobre su composición global, basadas en una mezcla de materiales rocosos y hielo de agua.

A pesar de su tamaño, Calisto permaneció poco caracterizado hasta la llegada de las misiones de sobrevuelo. Su albedo reducido y la ausencia de grandes contrastes superficiales visibles desde la Tierra limitaron la obtención de información detallada antes de la era espacial.

Exploración de Calisto

Las primeras observaciones directas de Calisto desde el espacio llegaron en la década de 1970 con los sobrevuelos de Pioneer 10 y Pioneer 11. Estas misiones registraron datos básicos sobre la luminosidad, el tamaño aparente y el entorno de radiación del satélite, aunque la resolución de sus cámaras no permitió caracterizar la superficie con detalle. Aun así, proporcionaron estimaciones iniciales de sus propiedades fotométricas y confirmaron la baja reflectividad global registrada desde la Tierra.

El conocimiento de Calisto avanzó de manera significativa con las misiones Voyager 1 y Voyager 2 en 1979. Sus cámaras obtuvieron los primeros mosaicos de media resolución del satélite y revelaron una superficie dominada por cráteres, así como las grandes cuencas multianulares de Asgard y Valhalla. Los datos obtenidos permitieron estimar temperaturas superficiales, densidad media y distribución del albedo, además de confirmar la ausencia de procesos endógenos capaces de renovar el terreno en extensión.

La misión Galileo, en órbita alrededor de Júpiter entre 1995 y 2003, proporcionó la caracterización más detallada de Calisto hasta la fecha. La cámara Solid State Imaging obtuvo imágenes de alta resolución que permitieron estudiar cráteres en domo, terrenos texturizados, deslizamientos y la estructura interna de las cuencas multianulares. El espectrómetro NIMS identificó firmas de hielo de agua, CO₂ y materiales carbonados, mientras que las mediciones del magnetómetro mostraron señales inducidas compatibles con un océano subsuperficial conductor. Galileo también midió la ionosfera, la distribución del plasma circundante y la respuesta del satélite al campo magnético joviano.

Tras Galileo, diversas campañas de observación con telescopios espaciales extendieron el estudio del satélite. El telescopio Hubble registró variaciones de albedo y proporcionó datos fotométricos y espectrales complementarios. La misión Juno observó emisiones ultravioleta asociadas al tubo de flujo magnético de Calisto mediante el instrumento UVS, lo que permitió analizar la interacción entre la exosfera del satélite y el plasma de la magnetosfera joviana.

En la década de 2020, el telescopio espacial James Webb incorporó información composicional adicional mediante espectros obtenidos con NIRSpec y MIRI. Estos datos han revelado bandas asociadas a CO₂ sólido, mezclas de hielo y compuestos carbonados, así como diferencias espectrales entre el hemisferio principal y el hemisferio rezagado, refinando los modelos sobre la composición superficial y los procesos de irradiación.

Las propuestas de exploración futura incluyen el proyecto chino Tianwen-4, una misión doble al sistema joviano y a Urano cuyo lanzamiento está previsto para 2029, con posibilidad de desplazarse a 2030. La arquitectura contempla dos vehículos independientes: un orbitador destinado a Calisto y una sonda que continuará hacia el exterior del Sistema Solar. Tras una trayectoria asistida por Venus y dos asistencias gravitatorias con la Tierra, el vehículo principal alcanzará Júpiter alrededor de 2035. Antes de la inserción orbital se separará la sonda que, utilizando la gravedad del planeta, seguirá rumbo a Urano con llegada estimada en 2045. El orbitador de Calisto estudiará la superficie, la composición, la exosfera y la respuesta del satélite al campo magnético joviano, y se sumará a las observaciones que aportarán Europa Clipper y JUICE durante sus sobrevuelos. Europa Clipper realizará nueve aproximaciones a Calisto, siete de ellas a menos de 1.800 km y cuatro por debajo de 250 km, con operaciones continuas del magnetómetro durante cada encuentro. La misión europea JUICE llevará a cabo 21 sobrevuelos del satélite, todos a menos de 7.000 km y la mayoría por debajo de 1.000 km, complementando estos estudios con mediciones de espectrometría, radar y plasma.

Referencias y más información

• M. Ryleigh Davis et al. (2025), Spectroscopic Mapping of Callisto with HST/STIS and Implications for its Surface Composition, Planetary Science Journal 6 121
• Cochrane et al. (2025), Stronger Evidence of a Subsurface Ocean Within Callisto From a Multifrequency Analysis, AGU Advances.
• M. L. Caussi et al. (2024), Dome Craters on Ganymede and Callisto May Form by Topographic Relaxation of Pit Craters Aided by Remnant Impact Heat, AGU Advances
• Carberry Mogan et al. (2022), Callisto’s Atmosphere: First Evidence for H₂ and Constraints on H₂O, arXiv:2210.14511

Galería de imágenes de Calisto

La galería reúne imágenes obtenidas por misiones espaciales y telescopios que muestran diferentes regiones y estructuras de la superficie de Calisto.

Más información sobre los otros satélites galileanos de Júpiter:

Explora el planeta Júpiter

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