Calisto (satélite)

Calisto é um satélite de Júpiter, descoberta em 7 de janeiro de 1610 por Galileu Galilei.[7] É a terceira maior lua do Sistema Solar e a segunda maior do planeta Júpiter. Tem cerca de 99% do diâmetro de Mercúrio, mas apenas um terço de sua massa. É a quarta lua de Galileu por distância a Júpiter, com um raio orbital de cerca de 1 880 000 quilômetros.[1] Não faz parte da ressonância orbital que afeta os outros três satélites de Galileu (Io, Europa e Ganimedes), e portanto, não sofre aquecimento pelas forças de maré.[8] Sua rotação diferencial é síncrona, ou seja, uma face está sempre virada para Júpiter, enquanto a outra nunca é visível do planeta. A superfície de Calisto é menos afetada pela magnetosfera de Júpiter do que os seus outros satélites internos porque sua órbita está mais afastada do planeta.[9]

É composto de quantidades aproximadamente iguais de rocha e gelo, com uma densidade média de 1,83 g/cm³.[2] Os componentes identificados por espectroscopia da superfície incluem gelo, dióxido de carbono, silicatos e compostos orgânicos. Investigações pela sonda Galileu revelam que Calisto pode ter um pequeno núcleo de silicato e possivelmente um oceano subterrâneo de água líquida em profundidades superiores a 100 quilômetros.[10][11]

Sua superfície é cheia de crateras e extremamente antiga. Não há nenhum sinal de atividade tectônica ou vulcanismo em sua superfície e pensa-se que sua evolução tem ocorrido principalmente sob a influência dos impactos de diversos meteoritos ao longo de sua existência.[12] Os principais acidentes geográficos incluem várias crateras de impacto, grandes bacias de impacto com vários anéis concêntricos e cadeias de crateras com escarpas, cumes e depósitos.[12] Em pequena escala, a superfície é variada e consiste em pequenos depósitos brilhantes congelados no topo das colinas, cercados por uma baixa manta de material escuro.[3] A idade absoluta dos acidentes geográficos é desconhecida.

É cercado por uma atmosfera extremamente fina composta por dióxido de carbono, e provavelmente, oxigênio molecular,[5][6] bem como por uma ionosfera bastante intensa.[13] Pensa-se que Calisto se formou por uma lenta acreção a partir do disco de gás e poeira que circundava Júpiter após sua formação.[14] A lenta convecção no interior de Calisto, que teve início logo após sua formação, produziu uma diferenciação parcial e oferece a possibilidade de que haja um oceano subterrâneo, a uma profundidade de 100 a 150 quilômetros, e pequeno núcleo rochoso.[15]

A provável presença de um oceano dentro de Calisto deixa aberta a possibilidade de que possa abrigar vida. No entanto, acredita-se que as condições de Europa são melhores para a vida do que as de Calisto.[16] Várias sondas já estudaram a lua. Por causa dos baixos níveis de radiação em sua superfície, Calisto tem sido considerado o local mais adequado para uma base para a futura exploração humana do sistema de Júpiter.[17]

Descoberta e nomeação
Calisto foi descoberto em janeiro de 1610 por Galileu Galilei, junto com as outras três luas de Galileu.[7] Entretanto, é possível que tenha sido observado pelo astrônomo chinês Gan De em 362 a.C.[18] O satélite recebeu o nome de uma das várias amantes de Zeus na mitologia grega. Na mitologia grega, Calisto foi uma ninfa (ou, de acordo com algumas fontes, a filha de Licaão) que foi associada à deusa da caça Ártemis.[19] O nome foi sugerido por Simon Marius pouco tempo depois da descoberta da lua.[20] Marius atribuiu a sugestão a Johannes Kepler.[19] No entanto, os nomes dos satélites de Galileu não foram usados por um tempo considerável, e só foram utilizados normalmente no século XX. Em grande parte da literatura astronômica, Calisto é conhecido por sua designação com números romanos, um sistema introduzido por Galileu, com o nome de Júpiter IV, ou "o quarto satélite de Júpiter".[21]

Órbita e rotação

Calisto é o satélite de Galileu mais distante de Júpiter, orbitando o planeta a uma distância de 1 880 000 quilômetros (26,3 vezes o raio de 71 398 quilômetros de Júpiter em si).[1] Isso é muito maior que o semieixo maior do segundo satélite de Galileu mais longe de Júpiter, Ganimedes (1 070 000 quilômetros). Por causa dessa distância relativamente grande a Júpiter, Calisto não participa da ressonância orbital que afeta os outros três satélites de Galileu.[8] Como a maioria das luas do Sistema Solar, a rotação de Calisto é síncrona, ou seja, o tempo que ele leva para completar uma órbita em torno de Júpiter é o mesmo tempo que leva para completar uma volta em torno do seu próprio eixo (16,7 dias terrestres).[2] Sua órbita é pouco excêntrica e inclinada, mas muda quase periodicamente devido às perturbações gravitacionais solares e planetárias, em uma escala de tempo de séculos. A excentricidade orbital de Calisto muda de 0,0072 a 0,0076 e sua inclinação muda de 0,20 a 0,60°.[8] Essas alterações orbitais causam a inclinação axial variar de 0,4 a 1,6°.[22]

A isolação dinâmica de Calisto significa que nunca houve aquecimento de marés no satélite, o que teve importantes consequências para sua estrutura interna e evolução.[23] Sua distância a Júpiter também significa que o fluxo de partículas carregadas da magnetosfera do planeta em sua superfície é relativamente baixa—cerca de 300 vezes menor do que em Europa, por exemplo. Consequentemente, ao contrário das outras luas de Galileu, a irradiação de partículas carregadas teve um efeito relativamente menor na superfície de Calisto,[9] sendo o nível de radiação na superfície equivalente a uma dose de cerca de 0,01 rem (0,1 mSv) por dia.[24]

Características físicas

A densidade média de Calisto, 1,83 g/cm³,[2] sugere uma composição de aproximadamente partes iguais de material rochoso e gelo de água, com alguns gelos voláteis adicionais como amônia.[10] A fração da massa de gelo é de entre 49% e 55%.[10][15] A composição exata de componentes rochosos de Calisto não é conhecida, mas é provavelmente próxima à composição de condritos ordinários de tipo L/LL, que são caracterizados por menos ferro, menos ferro metálico e mais óxido de ferro do que condritos H. A relação de peso entre o ferro e o silício em Calisto é de 0,9:1,3, enquanto no Sol é de 1:8.[10] A superfície de Calisto tem um albedo de 20%.[3] Pensa-se que a composição de sua superfície é muito parecida à composição de suas outras partes. A espectroscopia em infravermelho próximo revelou a presença de bandas de absorção de gelo e água em comprimentos de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 micrômetros.[3] O gelo de água parece estar em toda a superfície de Calisto, com uma fração de massa de 25% a 50%.[11] Análises do espectro em alta resolução, em infravermelho próximo e em ultravioleta obtido pela sonda Galileu revelaram vários materiais que não são gelos: silicatos hidratados de magnésio e ferro,[3] dióxido de carbono,[26] dióxido de enxofre,[27] e possivelmente amônia e vários compostos orgânicos.[3][11] Dados espectrais indicaram que a superfície da lua é extremamente heterogênica em uma escala pequena. Pequenas partes brilhantes de gelo de água pura misturam-se com partes de rocha e gelo e grandes áreas escuras que não são compostas por materiais de gelo.[3][12] A superfície de Calisto é assimétrica; o hemisfério condutor (o hemisfério voltado para a direção do movimento orbital) é mais escuro que o outro. Isso é diferente dos outros satélites de Galileu, onde acontece o contrário. O hemisfério condutor de Calisto tem mais dióxido de enxofre, enquanto o outro parece ter dióxido de carbono.[28] Muitas das crateras de impacto jovens de Calisto, como a Lofn também mostram enriquecimento no dióxido de carbono.[28] A composição da superfície de Calisto, especialmente em áreas escuras, pode ser parecida com a composição de asteroides tipo D.[12