En los tres últimos artículos de El Sistema Solar hemos explorado los tres primeros satélites galileanos de Júpiter: Ío, Europa y Ganímedes. Hoy visitaremos la cuarta de estas lunas descubiertas por el divino italiano en 1610, aunque en algunos aspectos sea más conveniente pensar en las otras tres como un grupo, con la cuarta, Calisto, un poco aparte de ellas – podríamos decir que Ganímedes, Europa e Ío son “hermanas”, mientras que Calisto es “prima”, debido a razones que discutiremos a lo largo del artículo.
Por si no conoces esta serie –y, si es así, te recomiendo que empieces por el principio después de hacerte un café–, en ella recorremos, uno a uno y saboreándolos con fruición, cada objeto del Sistema Solar, desde dentro hacia fuera, conociendo sus secretos y, sobre todo, disfrutando con las maravillas que nos ofrece cada uno. Intentamos además explicar las cosas que casi ninguno aprendimos en el colegio, ya fuera porque se escapaban del nivel que puede impartirse allí, o porque se trata de cosas descubiertas en los últimos años; también tratamos de que salgas de cada artículo, además de sabiendo más planetología y cosas concretas sobre cada cuerpo, con un buen puñado de imágenes y fondos de pantalla que puedan alegrarte el día cuando los ves mientras haces cosas menos interesantes que conocer nuestro sistema estelar –y, seamos sinceros, eso significa casi todas las demás cosas–.
Calisto despierta una simpatía extraña en mí, probablemente porque casi toda la atención en el sistema joviano de satélites se lo llevan Ío y Europa, y Ganímedes en un segundo plano… la pobre Calisto es casi siempre ignorada, a pesar de que posee algunas características realmente curiosas, y se trata, desde el punto de vista práctico de la exploración espacial, del satélite más importante de las cuatro lunas galileanas con diferencia. ¿Quieres conocer una luna cuya superficie es tan antigua que los impactos de asteroides crean cráteres sobre cráteres de millones de años de antigüedad? ¿Una luna con un océano de anticongelante? ¿Una luna que sufre un tipo de erosión órdenes de magnitud más lenta que la del viento o las fuerzas de marea? ¿Un lugar comparativamente idílico para visitar Júpiter y alrededores? Pues ya sabes, sigue leyendo.
A fuerza de pura repetición, imagino que quienes lleváis explorando el Sistema Solar años con nosotros tenéis ya grabado al fuego en el cerebro el hecho de que Galileo Galilei, en 1610, apuntó su telescopio hacia Júpiter y vislumbró las lunas que llevan su nombre como grupo –aunque, como ya dijimos en su momento, al principio sólo vio tres, porque dos estaban muy cerca una de la otra–. El nombre de Calisto se lo debemos sin embargo, como el de sus tres primas, a Simon Marius, en honor a una de las ninfas amantes de Zeus. Durante mucho tiempo se refirió a este satélite con el insulso nombre de Júpiter IV, pero afortunadamente a mediados del siglo XX se cambió al nombre sugerido por Marius (quien afirmaba que la sugerencia original fue de Kepler), que es el que empleamos hoy en día.
Galileo pudo ver Calisto con su pequeño telescopio porque, como las otras tres lunas, es un gran satélite. Aunque no es tan grande como Ganímedes –que, como recordarás, es el satélite más grande de todo el Sistema Solar–, ocupa el tercer puesto en la lista tras Titán. Nuestra propia Luna tiene un modesto quinto puesto en esta lista (Ío está entre Calisto y Selene), pero hay que recordar que los cuatro primeros pertenecen a grandes gigantes de gas y hielo, mientras que la nuestra orbita un planeta bastante discreto. Calisto tiene un radio medio de unos 2400 km, sólo 200 km menor que Ganímedes. Calisto es, sin embargo, más difícil de vislumbrar que sus hermanas, porque tiene un albedo de tan sólo el 22%, comparado con el 40% de Ganímedes, por ejemplo: es una luna muy oscura y, además, con grandes contrastes de albedo en superficie, como veremos luego.
Esta siniestra y enorme luna orbita alrededor del gigante Zeus a una distancia mucho mayor que la de sus primas: unos 1,9 millones de kilómetros, comparados con el millón de kilómetros de la anterior, Ganímedes. Esta mayor distancia tiene consecuencias determinantes sobre la composición, características e historia de Calisto. Puesto que a estas alturas, estimado y sagaz lector, ya tienes cierta experiencia en planetología, seguro que puedes imaginarte muchas de esas consecuencias, pues la situación en Calisto puede definirse muy bien en contraste a la de Ío, Europa o Ganímedes: paz y tranquilidad.
Calisto tarda unos 17 días en dar una vuelta a Júpiter y, naturalmente, el mismo tiempo en girar sobre sí misma, puesto que como cualquier otro satélite de buena familia, siempre muestra la misma cara al planeta; está lejos de Júpiter, pero la influencia gravitatoria del gigante sigue siendo abrumadora. Sin embargo, aquí tenemos ya una de las principales diferencias entre Calisto y las otras tres: la distancia entre ésta y aquéllas es tan grande que Calisto no toma parte en la resonancia de Laplace de la que hemos hablado repetidas veces en los últimos artículos. Se trata de una órbita normalita, sin sobresaltos, sin fuerzas de marea desgarradoras, sin nada de nada de lo que definía, en gran medida, las condiciones en los otros tres satélites galileanos.
Para empezar, la ausencia de fuerzas de marea y resonancia de Laplace hace de Calisto un lugar mucho más frío. No estoy hablando tanto de su superficie –que también, como veremos luego–, sino del interior. Como recordarás, las otras tres lunas sufrían un calentamiento por deformación considerable, tanto mayor cuanto más cerca del planeta (Ío, después Europa, después Ganímedes), pero esto no sucede en Calisto y, por los modelos que manejamos, nunca ha sucedido. De modo que la actividad geológica por causas endógenas, que tan importante es en las otras tres lunas, aquí está ausente: el interior de Calisto es un lugar muy estático y muy frío. Está más caliente de lo que podríamos pensar tras los miles de millones de años que tiene el subsistema joviano, pero la única fuente de energía térmica considerable de que dispone es la desintegración radiactiva de los elementos inestables en su propio interior –algo de lo que hemos hablado cuando discutimos sobre la datación de rocas en El Tamiz–. Pero claro, a estas alturas de la película no queda mucho material por desintegrar y la temperatura dentro de Calisto es muy baja.
Tanto es así que pensamos que nunca ha habido actividad geológica interna digna de mención en Calisto. Su formación se debió muy probablemente al apelotonamiento, por acción de la gravedad, de los trozos de roca y hielo que formaban el disco de acreción alrededor de Júpiter, que poco a poco fueron formando una masa lo suficientemente grande para que la presión gravitatoria apretujase todo en forma de esfera. Puesto que lo de la gravedad es un poco como un “efecto cascada”, en el sentido de que una vez creces un poco, atraes con más intensidad lo que hay cerca y esos objetos pasan a formar parte de ti, con lo que ganas masa y con ella una mayor atracción gravitatoria…, el resultado final es esta enorme bola oscura en la que nunca ha habido volcanes, ni movimientos tectónicos sobre un manto fluido, ni convección líquida, ni nada. La superficie de Calisto es, por tanto, una de las más antiguas de todo el Sistema Solar, y aún se ven en ella cráteres resultado del Período de Intenso Bombardeo Tardío, como en nuestra propia Luna.
Durante muchos años no supimos demasiado de Calisto: la combinación de su pequeño albedo, la escasez de diferenciación fácil de ver en su superficie y el interés menor que suscitaba comparada con algunas de sus primas hicieron que no le prestáramos demasiada atención. Incluso cuando las dos Pioneer visitaron, de pasada, el subsistema joviano, no nos dieron casi nada de información nueva acerca de esta luna. Sin embargo, las dos Voyager nos la revelaron con mucha claridad: tomaron multitud de medidas, y tomaron fotografías de muy buena resolución de la superficie de Calisto. A partir de entonces conocimos con gran precisión la temperatura en su superficie, su masa y la naturaleza de las formaciones geológicas que lo cubren.
En su mayor parte, los datos obtenidos por las Voyager confirmaron lo que ya sabíamos o sospechábamos. Por ejemplo, la masa de Calisto es relativamente baja para su gran tamaño (alrededor de 1023 kg). Esto significa que su densidad es bastante baja, tan sólo de 1800 kg/m3, ni siquiera el doble que la del agua, y que la gravedad sobre su superficie es menor incluso que la de nuestra propia Luna: 1,26 m/s2. La velocidad de escape en la superficie calistoana es de unos 2,4 km/s, un valor muy razonable energéticamente hablando, si establecemos una base allí. Naturalmente, posarse en Calisto significa también estar relativamente profundo en el pozo gravitatorio de Júpiter, aunque no tanto como hacerlo en cualquiera de las otras tres lunas galileanas. El caso es que Calisto es grande, pero con poca sustancia – la razón, naturalmente, es que hay una gran cantidad de hielo mezclado con la roca, a pesar del color oscuro de la mayor parte de la superficie.
La temperatura en la superficie de Calisto resultó ser, como no podría ser de otra manera, gélida. Aunque los primeros datos de estas temperaturas los obtuvieron, como he dicho, las dos Voyager, para hacernos una mejor idea de lo que sería pasar un día y una noche en Calisto es más adecuada esta gráfica elaborada con datos tomados por Galileo. No te pierdas el calorcito que hace cuando el Sol te da de lleno:
Además, igual que en el caso de otras lunas galileanas la temperatura aumenta bastante si te introduces en el interior del satélite y te mueves hacia el centro, en el caso de Calisto el cambio es bastante leve: como hemos dicho, lo único que proporciona un cierto calorcillo ahí dentro es la descomposición radioactiva, que tiene un ritmo bastante lento. Eso sí, la temperatura sí aumenta hacia dentro, aunque no sea de manera tan notable como en los otros satélites, y el cambio es suficiente para que haya cosas interesantes en las entrañas de Calisto… o, al menos, eso pensamos, pero a ello llegaremos luego.
Lo más llamativo que nos mostraron las Voyager fueron las fotografías de la superficie calistoana. Sí, se trata de una luna muy oscura en general, pero con preciosos contrastes de albedo y, sobre todo, lugares concretos en los que la luna es casi blanca, como si el hielo hubiera decidido agruparse sólo en ciertas partes:
Aquí tienes otra imagen a más resolución de una parte de la luna, un mosaico de varias fotografías tomadas por las Voyager:
Como puedes ver la superficie, dada su enorme antigüedad y escasa acción geológica interna, está cubierta de una miríada de cráteres, grandes y pequeños. De entre todos ellos destacan dos monstruos; el más pequeño de los dos, Asgard, tiene nada más y nada menos que 1600 km de diámetro –¡en una luna de 2400 km de radio!–, y en él se observan dos características fundamentales:
Muestro la imagen de Galileo, por cierto, porque tiene mucha mejor calidad que las tomadas por cualquiera de las dos Voyager. Por un lado, en la foto se observan las extrañas acumulaciones de hielo limpio que he mencionado antes. Por otro, puedes ver una serie de anillos concéntricos, tal vez no muy marcados pero que claramente están ahí. Esos anillos se ven aún más claramente en la siguiente foto tomada por la Voyager 1 del “hermano mayor” de Asgard, el gigantesco Valhalla, con un diámetro de 1800 km:
Los anillos concéntricos de este tipo son muy característicos de impactos sobre objetos cuya litosfera no es muy espesa, ni muy densa, y que tienen algo muy blando (o bien fluido, o bien un sólido de escasísima densidad y quebradizo) debajo. Puedes imaginarlo así: un impacto sobre un planeta bien sólido es más elástico, hay una propagación de ondas sísmicas que avanzan por la roca, y finalmente la cosa se asienta de nuevo. Pero si la roca de la superficie no es muy densa y, sobre todo, si no está asentada sobre una capa de cierto grosor y consistencia, el impacto quiebra la superficie en círculos cada vez más amplios, ya que carece de la solidez y elasticidad para transmitir las ondas de forma eficaz, y el resultado es lo que ves arriba.
Esos anillos confirman, por un lado, algo que ya sabíamos – que Calisto tiene mucho hielo y es, por tanto, poco denso. Pero, además, sugieren la posibilidad de una capa interior, no demasiado profunda, aún menos densa y tal vez líquida. “¿Líquida?”, puedes pensar,_ “¡pero si antes has dicho que las temperaturas son terroríficamente frías, y que no hay apenas calentamiento por deformaciones de marea!”_ Paciencia, que todo tiene su explicación. El caso es que hay otra cosa más que resulta muy extraña si no suponemos una capa interior fluida: el punto opuesto a Valhalla en la superficie de Calisto –por donde hubiera salido el asteroide, de haber hecho un agujero limpio a través del satélite– no muestra indicio alguno de haber sufrido alteraciones. Lo normal, si el satélite fuese completamente sólido, es que la deformación producida por el impacto hubiera dejado su huella en el extremo opuesto, pero esto no ha sucedido. Y la razón más probable es que esas ondas se han topado con alguna parte del interior que era líquida.
Pero, antes de llegar a otro indicio más de un interior parcialmente fluido, aquí tienes un mapa de toda la luna, elaborado con una mezcolanza de imágenes de las Voyager y de Galileo, para que puedas localizar tanto Asgard como Valhalla y otros cráteres menores:
Entre 1994 y 2003, Galileo pasó cerca de Calisto un buen puñado de veces y nos regaló fotografías de aún mejor calidad (las de las Voyager no son para tirar cohetes), además de medidas del campo magnético y la ionosfera, los niveles de radiación “dura” sobre la superficie, etc. Con los nuevos datos aprendimos mucho más sobre la luna, aunque todavía nos quedaban –y nos siguen quedando– muchas dudas.
Lo que eran simplemente zonas muy blancas en las imágenes de las Voyager tomaron una foma mucho más concreta bajo los ojos de Galileo:
Las partes oscuras se encuentran, en la casi totalidad de los casos, en las zonas bajas, mientras que los bordes de los cráteres y esos extraños montículos, en su cima, son blancos prístinos debido al hielo (fundamentalmente de H2O). Y eso es bastante extraño. En algunos lugares pueden verse hasta una especie de “delantales negros” bajo el borde elevado de un cráter, que sugieren que están asociados a él, aunque estén justo a sus pies.
La mejor explicación que tenemos hasta el momento es la siguiente: lo que vemos en las cimas de los montículos y en los bordes de los cráteres es la estructura original, con una mezcla de rocas más oscuras y hielo más claro, con hasta un 50% de hielo. El resto es el resultado, aunque suene sorprendente, de la erosión. Evidentemente, en Calisto no hay actividad geológica interna digna de ese nombre, y no hay viento ni agua que erosionen el terreno. De hecho, la mayor parte de los impactos sobre la superficie de Calisto son sobre cráteres aún más antiguos, los cuales en muchos casos se produjeron sobre otros más ancestrales todavía, de modo que ¿quién diablos puede erosionar nada allí?
La “tórrida” temperatura que hemos mencionado antes. Si te fijas en la gráfica, cuando el Sol da de pleno sobre la superficie calistoana puede producir temperaturas de hasta -100 °C. Eso, combinado con la práctica ausencia de atmósfera –hablaremos de ella en un momento– hace que sea posible que el hielo de H2O se sublime, convirtiéndose directamente en vapor. La temperatura es tan baja que el proceso es lentísimo, pero si de algo dispone Calisto es de tiempo para que pasen cosas sin que nada perturbe el proceso: a lo largo de los eones, el hielo se va escapando del entramado rocoso, que pierde más y más consistencia… hasta que se derrumba. Al desmoronarse, la roca y el polvo huérfanos de la ayuda cohesiva del hielo se deslizan ladera abajo, y se acumulan en las zonas bajas. Allí seguramente también había una mezcla de hielo y rocas de un color más claro, pero esas partes bajas van rellenando y cubriendo esas zonas, con lo que al final, aunque la corteza calistoana tenga mucho hielo, sólo se ve en superficie en aquellos lugares aún no cubiertos por este resultado de la erosión por sublimación. Curioso, ¿verdad?
La sublimación no sólo afecta al hielo de agua, sino también al de CO2, y cuando Galileo detectó la increíblemente tenue atmósfera calistoana, fue por la presencia del dióxido de carbono gaseoso que la forma en su mayor parte. Aunque haya más hielo de H2O que de CO2, las moléculas de H2O escapan con bastante facilidad de la escasa gravedad de Calisto, mientras que las de dióxido de carbono tienen algún problema más, por ser más pesadas. ¡Ojo! La gravedad en Calisto es tan minúscula que tanto unas como otras escapan bastante pronto. Los 0,75 micropascales de presión en Calisto (irrisorios, comparados con nuestros 100 000 Pa en la Tierra) no durarían ni una semana en la luna, pues las moléculas de gas escaparían en pocos días. Si Calisto dispone de atmósfera, por tenue que sea, esto se debe a la constante aportación debida a la sublimación de hielo sobre su superficie aunque sea un proceso lento.
Más curioso aún resultó el hecho de que Galileo, al medir campos magnéticos y ionosfera, observó algo muy similar a lo que había sucedido en Europa y Ganímedes: el comportamiento del campo magnético de Júpiter alrededor de Calisto sólo puede explicarse satisfactoriamente si consideramos una capa bastante gruesa de material conductor bajo la superficie, y no demasiado profundo. Como estoy seguro de que recordarás, esto es un síntoma bastante claro de la presencia de un océano de agua con sales disueltas, pero… ¿cómo es eso posible, dada la bajísima temperatura en el interior de Calisto?
Puede ser posible si el agua tiene las sustancias adecuadas disueltas. Por ejemplo, Calisto contiene ciertas cantidades de amoníaco (NH3), como casi todos los demás cuerpos del Sistema Solar. Al disolver amoníaco en agua, la temperatura de congelación del agua disminuye bastante. Sí, desde luego la temperatura ahí abajo no llega a los 0 °C ni en broma, pero recuerda que las temperaturas de los cambios de fase dependen de la presión, y la presión a un par de cientos de kilómetros de la superficie es gigantesca. El caso es que algunos modelos que parecen funcionar bien incluyen un océano de al menos 10 km de espesor (pero tal vez mucho más grueso), a unos 50-200 km de profundidad bajo la superficie de hielo y roca del satélite.
Los estudios densitométricos de Galileo nos hacen sospechar que a grandes profundidades abunda más la roca que el hielo, algo lógico incluso aunque la luna nunca haya estado fundida, ya que es posible hasta cierto punto (y con tiempo) el tránsito de materiales hacia arriba o hacia abajo debido a las diferencias de densidad. De modo que pensamos que el interior contiene bastantes silicatos y menos hielo.
El hecho de que Calisto disponga de un océano subterráneo, sin embargo, no la pone al mismo nivel que Ganímedes, ni mucho menos Europa, en términos de posibilidades de vida. Sigue tratándose de agua mucho más fría que la de los otros dos satélites, probablemente con menos moléculas complejas debido a la inferior temperatura, y con menos oportunidades para obtener energía y proliferar los organismos vivos. Parece razonable buscar vida en cualquiera de las otras dos lunas antes de hacerlo en Calisto aunque, por supuesto, nunca se sabe.
Pero las mediciones de la ionosfera calistoana por parte de Galileo no sólo sirvieron para inferir la existencia de un posible océano submarino, sino para confirmar algo que no es sorprendente, pero sí interesante en el contexto de la exploración espacial: la soledad de Calisto, alejada de lo peor de la magnetosfera joviana y sus cinturones de partículas cargadas, la protege de las letales intensidades de radiación ionizante que sufren sus primas más cercanas al monstruo. Ío sufría más de 10 000 mSv al día, Europa unos 5400 mSv, Ganímedes unos 80 y Calisto sólo 0,1 mSv por día.
Calisto es, por lo tanto, un lugar ideal para establecer una base de exploración del subsistema joviano, y tal vez incluso como punto intermedio para llegar a lugares aún más alejados en el Sistema Solar. Se trata de un lugar infinitamente más tranquilo, radiativamente hablando, que cualquiera de las otras lunas galileanas; aunque no dispone de una magnetosfera propia digna de ese nombre, está muy alejado del Sol y lo suficiente de Júpiter para que esto no sea un problema insalvable. Dispone de cantidades ingentes de agua de H2O y está lo suficientemente cerca de los otros lugares interesantes del sistema joviano para poder llegar a ellos sin problemas, mientras que no está tan profundamente hundido en el pozo gravitatorio de Júpiter que sea exorbitantemente caro salir de allí en términos energéticos. ¡A veces, el lugar más “aburrido” es el mejor!
De hecho, los planes de la NASA incluyen a Calisto como el posible destino de una misión tripulada a mediados de siglo, como se recoge en su plan HOPE (Human Outer Planet Exploration)de exploración tripulada de los planetas exteriores –y que puedes descargarte a través de los enlaces al final del artículo–. Desde Calisto sería posible tripular remotamente sondas en Europa, sin someter a los astronautas a los desgarradores niveles de radiación ionizante que hay allí. Desde luego, el viaje hasta Calisto, la estancia allí y la vuelta no serían moco de pavo, y preocupan bastante, como puedes ver en el siguiente gráfico estimativo (que no sólo es interesante por los datos, sino por el hecho de que se ha realizado la estimación), en el que se muestran los niveles dependiendo de la protección:
Como puedes ver, se trataría de unos cuantos añitos ahí fuera, entre el viaje de ida y vuelta más la estancia en Calisto (realizando observaciones allí mismo y también, de manera remota, sobre una o más de las otras lunas galileanas, sobre todo Europa). Aunque no aparezca en el gráfico, la estancia en Calisto sería de sólo un mes… tremendo. Establecer una base permanente allí costaría muchísimo más, y no hay planes concretos para ello ahora mismo. Los distintos “niveles de ambición” en las posibles misiones planeadas por la NASA ahora mismo van desde cosas modestísimas hasta bases razonablemente completas. Desde luego, además de los módulos habitables, harían falta sistemas de comunicación potentes –tanto para la comunicación con la Tierra como para controlar sondas remotamente para explorar otras lunas–, y un reactor nuclear para proporcionar la energía suficiente.
Pero el principal problema que tenemos ahora mismo para una posible misión a Calisto no es la estancia allí. Como ves, los niveles de radiación sobre la superficie no son terribles, y no planeamos estar allí mucho tiempo la primera vez… pero viajar durante años para estar allí un mes es bastante duro. Respecto a la radiación ionizante, la mayor parte se adquiriría, naturalmente, durante el viaje, por la misma longitud de éste, y eso también hace de la duración un asunto crítico, incluso aunque diseñemos la nave para tratar de proteger lo más posible a la tripulación, poniendo por ejemplo el combustible alrededor de los módulos habitables para hacer de escudo.
Nuestros sistemas de propulsión son aún inmaduros, primitivos, patéticos si queremos salir de nuestra cuna. Para llegar a Calisto en un tiempo razonable nos hace falta mejorarlos, y mucho. Lo que más nos ayudaría, con mucha diferencia, sería el desarrollo de la fusión nuclear controlada, por supuesto, pero incluso sin ella, la eficiencia de nuestros sistemas de propulsión es baja y los costes energéticos, enormes. Al tratarse en este caso de una misión tripulada, nos haría falta el combustible para ir y también para volver, salvo que dispusiéramos de los medios necesarios para adquirir el combustible de vuelta allí. De disponer de fusión nuclear, esto significaría obtener los isótopos de hidrógeno correspondientes, o bien del hielo de Calisto o de alguna otra fuente cercana, pero ¿viajarías tú dos años hasta un lugar, sin combustible para volver, esperando que todo vaya bien y lo puedas adquirir allí so pena de no poder regresar? No, yo tampoco.
Siendo realistas, mediados de siglo puede ser demasiado pronto para una misión así, sobre todo porque llevamos pensando que la fusión nuclear controlada está a la vuelta de la esquina desde hace bastante… y sigue sin estar. Sin embargo, siempre podemos soñar con una base permanente en Asgard, en una superficie de hielo sucio, con el monstruo Júpiter cubriendo una buena porción de cielo y tornando nuestro entorno pardusco con su luz reflejada. Con el hielo sublimándose lenta y silenciosamente a nuestro alrededor, y la quietud de un planeta sin atmósfera, sin movimientos geológicos, probablemente sin vida, testigo de tantos cambios tormentosos a su alrededor pero sin inmutarse…
En la próxima entrega de la serie hablaremos de cómo tratar de llegar, de manera eficiente, a estas regiones “medias” del Sistema Solar, además de explorar algunas de las lunas exteriores de Júpiter.
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Pedro Gómez-Esteban González. (2009). El Tamiz. Recuperado de: https://eltamiz.com/el-sistema-solar/
