Este Blog pretende ser una plataforma de apuntes personales de nuestro Sistema Solar desde los estudios, conocimientos y descubrimientos que la tecnología astronómica pone en nuestras manos. La influencia del trabajo generado en este Blog, viene dado, por intentar entender por donde andamos .
Es necesaria la consideración del trabajo a lo largo de cada vida de estos astrónomos como Galileo Galilei. y conocer y respetar el trabajo que a lo largo del tiempo nos han sacado a la ventana del espacio.
Recomiendo siempre informarse un poco de la vida de estos sabios, hipervinculos que pongo para tener mas fácil acceso a la informacion
(texto siguiente de la wikipedia, unificando toda la informacion que voy recopilando)
Europa es el sexto satélite natural de Júpiter en orden creciente de distancia y el más pequeño de los cuatro satélites galileanos. Fue descubierto en 1610 por Galileo1 y nombrado por Europa, la madre del rey Minos de Creta y amante de Zeus. Simon Mariussugirió el nombre tras su descubrimiento, pero este nombre, así como el nombre de los otros satélites galileanos, no fue de uso común hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica temprana aparece mencionado por su designación numeral romana, Júpiter II, o como el segundo satélite de Júpiter. Además de haber sido observado mediante telescopios terrestres, varias sondas espaciales (las primeras a principios de los años 1970) lo han examinado de cerca. Es el sexto satélite más grande del sistema solar.4
Ligeramente más pequeño que la Luna, Europa está compuesto principalmente por silicatos, tiene una corteza de hielo de agua 5 y un probable núcleo de hierro y níquel. Cuenta con una tenue atmósfera compuesta de oxígeno, entre otros gases. Su superficie está estriada por grietas y rayas, mientras que los cráteres son relativamente raros. Tiene la superficie más lisa de cualquier objeto conocido del sistema solar. Esta aparente juventud y suavidad ha dado lugar a la hipótesis de que existe un océano debajo de la superficie, el cual podría servir de morada para la vida.6 Esta hipótesis propone que el calor de las fuerzas de marea causa que el océano se mantenga líquido y conduzca la actividad geológica igual que lo harían las placas tectónicas.7 El 8 de septiembre de 2014 la NASA informó de que había encontrado pruebas que apoyaban indicios tempranos de placas tectónicas en la gruesa cubierta helada de Europa, la primera señal de tal actividad geológica en otro mundo distinto de la Tierra.8 El 12 de mayo de 2015, varios científicos anunciaron que la sal marina del océano subsuperficial podía estar cubriendo algunas características geológicas de Europa, lo que sugiere que el océano está interactuando con el fondo del mar. Esto puede ser importante para determinar si el satélite podría ser apto para la vida.9
Europa fue descubierta por Galileo el 7 de enero de 1610, fecha en que halló junto a Júpiter «tres estrellas fijas, totalmente invisibles por su pequeño tamaño», según anotó en su diario. A la noche siguiente descubrió una cuarta estrella, y en noches posteriores comprobó que orbitaban en torno al planeta, por lo que dedujo que eran satélites. Se trataba de Ío, Europa, Ganímedesy Calisto. Galileo llamó inicialmente a estas lunas «astros mediceos», en honor a su mecenas, Cosme II de Médicis, pero la propuesta no gustó a otros astrónomos, que buscaron alternativas; así, el alemán Simon Marius, quien aseguraba haber descubierto también las lunas incluso antes que Galileo, propuso nombres basados en la mitología griega, que son los conocidos hoy día. Galileo contraatacó proponiendo que se llamasen Júpiter I, II, III y IV, nombres que fueron usados hasta principios del xx, en que se recuperaron los nombres propuestos por Marius. Las cuatro lunas de Júpiter son también conocidas como «satélites galileanos».10
Europa orbita Júpiter en poco más de tres días y medio, con un radio orbital de unos 670 900 kilómetros. Su excentricidad (ε) es de solo 0,009, por lo que su órbita es casi circular, y la inclinación orbital con respecto al plano ecuatorial de Júpiter es pequeña, de 0,470°.11 Al igual que sus compañeros galileanos, Europa está anclado por marea a Júpiter, con un hemisferio mirando constantemente hacia Júpiter.
La ligera excentricidad de la órbita de Europa, mantenida por las perturbaciones gravitacionales de los demás satélites galileanos, hace que Europa sufra contracciones y distensiones a lo largo de su órbita. Cuando Europa se acerca un poco a Júpiter, la atracción gravitacional de Júpiter aumenta, haciendo que Europa se alargue hacia éste. A medida que Europa se aleja un poco de Júpiter, la fuerza gravitacional disminuye, causando que Europa vuelva de nuevo a una forma más esférica, creando las mareas en su océano. La excentricidad orbital de Europa se ve impulsada continuamente por su resonancia orbital con Io.12 Por lo tanto, la flexión de marea amasa el interior de Europa y le da una fuente de calor, permitiendo, posiblemente, a su océano permanecer líquido.1213 La última fuente de esta energía es la rotación de Júpiter, la cual es drenada por Ío a través de las mareas que se plantean en Júpiter y se transfiere a Europa y Ganímedes por la resonancia orbital.1214
Ganimedes (del griego Γανυμήδης) es el satélite natural más grande de Júpiter y del sistema solar,4 además de ser el único que tiene campo magnético. En orden de distancias al planeta, es el séptimo más cercano y el tercero de los galileanos, el primer grupo de objetos descubiertos que orbitan alrededor de un planeta. Completa su órbita en aproximadamente siete días y mantiene una resonancia orbital con Ío y Europa de 1:2:4. Su diámetro es de 5268 km, un 8 % mayor que el de Mercurio, aunque solo representa el 45 % de su masa.9 Es un 2 % mayor que Titán, el segundo satélite natural más grande, y el doble de masivo que la Luna.10 En términos absolutos, es el noveno objeto más grande del sistema solar y el mayor que no posee una atmósfera significativa.
Ganimedes se compone de silicatos y hielo de agua en cantidades aproximadamente iguales.11 Es un objeto diferenciado con un núcleo fundido rico en hierro y un océano interno que puede poseer más agua que todos los océanos de la Tierra juntos.121314 Su superficie está constituida por dos tipos diferentes de terrenos: oscuros y claros. Las regiones oscuras, saturadas de cráteres de impacto y formadas hace cuatro mil millones de años, cubren alrededor de un tercio del satélite. El resto de la superficie está ocupado por regiones claras, áreas cortadas por amplios surcos y crestas y solo un poco menos antiguas. Las causas geológicas de la perturbación que los originó no se conocen del todo, pero los terrenos claros son quizá el resultado de la actividad tectónicaprovocada por el calentamiento de marea.15
Probablemente el campo magnético de Ganimedes es producto de movimientos de convección dentro del núcleo de hierro fundido.16 Su escasa fuerza está oculta dentro del mucho más potente campo magnético de Júpiter y solo se mostraría como una perturbación local de las líneas de campo. El satélite tiene una delgada atmósfera de oxígeno que incluye ozono y oxígeno atómico y molecular.17 El hidrógeno atómico es un componente atmosférico menor. Está sin resolver si el satélite tiene una ionosferaasociada a la atmósfera.18
El descubrimiento de Ganimedes se atribuye a Galileo, quien fue el primero en observarlo el 7 de enero de 1610. Su nombre fue sugerido por el astrónomo Simon Marius poco después del descubrimiento y hace referencia a Ganimedes, el copero de los dioses y amante de Zeus.19 Comenzando con la Pioneer 10, varias sondas espaciales han examinado el satélite de cerca. Las Voyagerrefinaron los valores de sus características físicas, mientras que la Galileo descubrió su océano subterráneo y su campo magnético. La Agencia Espacial Europea (ESA) tiene en proyecto una misión al sistema joviano —Jupiter Icy Moon Explorer(JUICE)— cuyo lanzamiento se prevé en 2022. Tras varios sobrevuelos de los tres satélites galileanos helados, está previsto que la sonda entre en órbita alrededor de Ganimedes.20
El 7 de enero de 1610 Galileo observó cerca de Júpiter lo que parecían «tres estrellas fijas, totalmente invisibles por su pequeño tamaño», según anotó en su diario, que después resultaron ser Ganimedes, Calisto y un objeto producto de la luz combinada de Ío y Europa. A la noche siguiente, se dio cuenta de que se habían movido. El 13 de enero vio las cuatro estrellas al mismo tiempo por primera vez, aunque había visto cada una al menos una vez antes de esa noche. El 15 de enero llegó a la conclusión de que las estrellas eran en realidad objetos que giraban alrededor de Júpiter.21222324 Reclamó entonces el derecho a nombrarlos y, tras considerar primero estrellas de Cosme (en honor a su benefactor Cosme II de Medici, Gran Duque de Toscana), escogió estrellas mediceas.1924
El astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc sugirió nombres individuales para cada satélite a partir de miembros de la familia Médici,19 pero ni esta y ni la propuesta de Galileo fueron aceptadas por otros astrónomos. En 1614 el alemán Simon Marius, quien también aseguraba haber descubierto los satélites (e incluso antes que Galileo), propuso llamarlo «Ganimedes» a partir de una sugerencia de Johannes Kepler: «(...) Luego estaba Ganimedes, el apuesto hijo del rey Tros, a quien Júpiter, después de haber tomado la forma de un águila, transportó al cielo sobre la espalda como fabulosamente dicen los poetas (...) el tercero, a causa de la majestad de su luz, Ganimedes»,25 después de haber descartado otras posibilidades.19
Este nombre, y los propuesto para el resto de satélites galileanos, tampoco obtuvo el favor de la comunidad astronómica. Durante los siglos siguientes a su descubrimiento, la mayoría de los astrónomos lo llamaban por su número romano, Júpiter III (a partir del sistema introducido por Galileo). Tras el descubrimiento de los satélites saturnianos, se empezó a utilizar la nomenclatura que Kepler y Marius propusieron para los satélites jovianos que se volvió de uso común a partir de mediados del siglo XX.19 Los cuatro satélites mayores de Júpiter también se conocen como satélites galileanos.24 Ganimedes es el único que ha recibido un nombre masculino.
Ganimedes está compuesto de silicatos y hielo, con una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida. Las indicaciones preliminares de la nave orbital Galileo sugieren que Ganimedes tiene una estructura diferenciada en tres capas: un pequeño núcleo de hierro fundido o de hierro y azufre en el centro, rodeado por un manto de sílice rocoso con una corteza helada en lo más exterior. Este centro metálico hace pensar en un mayor grado de calentamiento de Ganimedes de lo que se había propuesto previamente. De hecho, Ganimedes puede ser similar a Ío con una capa exterior adicional de hielo.
Una cadena de cráteres en Ganimedes, probablemente causada en un evento de impacto similar al SL9.
La superficie de Ganimedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno muy viejo, muy craterizado, y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque todavía viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónico.
La corteza de Ganimedes parece estar dividida en algunas placas tectónicas, como la de la Tierra. Las placas tectónicas pueden moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de fractura que dan lugar a las cordilleras. También se han observado flujos de lava (ya solidificada). En este aspecto, Ganimedes puede ser más similar a la Tierra que cualquiera de los planetasVenus o Marte (aunque no hay ninguna evidencia de actividad tectónica reciente). Se observan terrenos con ranuras y anillos similares a los que se ven en los satélites Encélado, Miranda y Ariel. Las regiones oscuras son similares a la superficie de Calisto.
Muchos cráteres de impacto se ven en ambos tipos de terreno. La densidad de craterización indica una edad de 3 a 3,5 mil millones de años, similar a la de la Luna. También hay cráteres relativamente jóvenes que tienen rayos de eyección. Al contrario que en la Luna, sin embargo, los cráteres de Ganimedes son bastante llanos, faltando las montañas del anillo y las depresiones centrales comunes a los cráteres en la Luna y Mercurio. Esto es probablemente debido a la naturaleza relativamente débil de la helada corteza de Ganimedes que puede fluir durante mucho tiempo geológico y por eso desaparecen.
El rasgo más grande en Ganimedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, así como una serie de anillos concéntricos que son remanentes de un cráter de impacto antiguo, aunque se encuentra muy borrado por la actividad geológica subsecuente.
El telescopio espacial Hubble ha encontrado evidencias de oxígeno en una tenue atmósfera en Ganimedes, muy similar al encontrado en Europa. El oxígeno se produce cuando la radiación que baña el hielo superficial de Ganimedes lo descompone en hidrógeno y oxígeno, y el primero se pierde en el espacio por su baja masa atómica.
Interior de Ganimedes.
Los primeros sobrevuelos de Ganimedes de la nave Galileo descubrieron que el satélite tiene su propia magnetosfera. Probablemente se genera de un modo similar a la magnetosfera de la Tierra: es decir, resulta del movimiento de material conductivo en su interior. Se cree que puede existir una capa de agua líquida con una alta concentración de sal.
3. IO
Conocer la estructura de Io, es uno de los aconteciomientos mas impresionantes que tenemos en nuestro sistema solar, sin desvirtuar claro está, cada astro, planeta o satelite con los que convivimos . Io, es impresionante, su actividad como satrelite. Parece mas , como los otres galeanos, planetas por sus actividades.Merece la pena conocer su funcionamiento
IO, para mas informacion
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Ío es el satélite galileano más cercano a Júpiter. Es el cuarto satélite por su tamaño, tiene la más alta densidad entre todos los satélites y, en proporción, la menor cantidad de agua entre todos los objetos conocidos del sistema solar. Fue descubierto por Galileo Galilei en 1610. Recibe su nombre de Ío, una de las muchas doncellas de las que Zeus se enamoró en la mitología griega, aunque inicialmente recibió el nombre de Júpiter I por ser el primer satélite de Júpiter según su cercanía al planeta.
Con un diámetro de 3600 kilómetros, es la tercera más grande de las lunas de Júpiter. En Ío hay planicies muy extensas y también cadenas montañosas, pero la ausencia de cráteres de impacto sugiere la juventud geológica de su superficie.1Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente del sistema solar.2 Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen nubes de azufre y dióxido de azufre, que se elevan hasta los 500 km. Su superficie también posee más de cien montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza de silicatos del satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest.3
A diferencia de la mayoría de los satélites externos del sistema solar, que se encuentran cubiertos de gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato rodeando un núcleo de hierro derretido.
Ío fue descubierta por Galileo el 7 de enero de 1610, fecha en que halló junto a Júpiter «tres estrellas fijas, totalmente invisibles por su pequeño tamaño», según anotó en su diario. A la noche siguiente descubrió una cuarta estrella, y en noches posteriores comprobó que orbitaban en torno al planeta, por lo que dedujo que eran satélites. Se trataba de Ío, Europa, Ganímedes y Calisto. Galileo llamó inicialmente a estas lunas «astros mediceos», en honor a su mecenas, Cosme II de Médicis, pero la propuesta no gustó a otros astrónomos, que buscaron alternativas; así, el alemán Simon Marius, quien aseguraba haber descubierto también las lunas incluso antes que Galileo, propuso nombres basados en la mitología griega, que son los conocidos hoy día. Galileo contraatacó proponiendo que se llamasen Júpiter I, II, III y IV, nombres que fueron usados hasta principios del xx, en que se recuperaron los nombres propuestos por Marius. Las cuatro lunas de Júpiter son también conocidas como «satélites galileanos».4
A diferencia de la mayoría de los satélites del sistema solar, Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos. Datos recientes provenientes de la misión Galileo indican que puede tener un núcleo de hierro con un radio de unos 900 km.
Cuando la sonda Voyager 1 envió las primeras imágenes cercanas de Ío en 1979, los científicos esperaban encontrar numerosos cráteres cuya densidad proporcionaría datos sobre la edad del satélite. Contrariamente a las expectativas, Ío no tenía cráteres. El satélite tiene una actividad volcánica tan intensa que ha borrado por completo las señales de cráteres de impactos pasados en su superficie. Además de los volcanes, la superficie cuenta con la presencia de montañas no volcánicas, lagos de azufre fundido, calderas volcánicas de varios kilómetros de profundidad y flujos extensos de varios cientos de kilómetros de largo, compuestos por material fluido muy poco viscoso (posiblemente algún tipo de compuesto de azufre fundido y silicatos). El azufre y sus compuestos adquieren una gran variedad de colores, responsables de la apariencia superficial del satélite. Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 2 000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K).
Modelo de la composición interna probable de Io, con los nombres de las características principales.
Ío podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua. Esto es, probablemente, debido a que en la formación de los satélites galileanos, Júpiter estaba tan caliente que no permitió condensar los elementos más volátiles en la región cercana al planeta. Sin embargo, estos volátiles sí pudieron condensarse más lejos, dando lugar a los demás satélites, que muestran una importante presencia de hielo.
En cuanto al interior del satélite puede intuirse su composición estudiando su densidad, la cual es aproximadamente 3,5 g/cm³. La densidad de hierro es de aproximadamente 5, y la de silicato es 3, de manera que el interior de Ío ha de estar hecho de material rocoso y azufre.
En las profundidades de Ío se encuentra posiblemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de este satélite.
Ío es el cuerpo del sistema solar con mayor actividad volcánica. Sus volcanes, a diferencia de los terrestres, expulsan dióxido de azufre. La energía necesaria para mantener esta actividad volcánica proviene de la disipación del calor generado por los efectos de marea producidos por Júpiter, Europa y Ganímedes, dado que los tres satélites se encuentran en un caso particular de resonancia orbital llamada resonancia de Laplace. Las mareas de roca sólida de Ío son ocho veces más altas que las provocadas en los océanos terrestres por la interacción gravitacional con la Luna.
Algunas de las erupciones de Ío emiten material a más de 300 km de altura. La baja gravedad del satélite permite que parte de este material sea permanentemente expulsado de la superficie, distribuyéndose en un anillo de material que cubre su órbita. Posteriormente, parte de este material puede ser ionizado resultando atrapado por el intenso campo magnético de Júpiter. Las partículas ionizadas del anillo orbital de Ío son arrastradas por las líneas de campo magnético hasta la atmósfera superior de Júpiter donde se puede apreciar su impacto con la atmósfera en longitudes de onda ultravioleta, tomando parte en la formación de las auroras jovianas. La posición de Ío con respecto a la Tierra y Júpiter tiene también una fuerte influencia en las emisiones de radio jovianas, que son mucho más intensas cuando Ío es visible.[cita requerida]
Observación y exploración
Durante los siguientes dos siglos y medio después de su descubrimiento, Ío se mantuvo como un punto de la quinta magnitud imposible de resolver con un telescopio. Aun así, durante el siglo xvii los satélites galileanos se emplearon para diversos propósitos como la determinación de la longitud,5 la validación de la tercera ley de Kepler para el movimiento planetario o la medición del tiempo que requiere la luz para cruzar el espacio que separa a Júpiter de la Tierra. A partir de las efemérides calculadas por astrónomos como Giovanni Cassini, Pierre-Simon Laplace desarrolló una teoría matemática para explicar las órbitas resonantes de Ío, Europa y Ganímedes.6 Esta resonancia es la causa de las diversas características geológicas de estos tres satélites.
Como convención para nombrar a las lunas jupiterinas, se escogió usar nombres de la mitología griega. En esta, Io era una sacerdotisa del templo de Hera, considerada amante de Zeus.
El tamaño de Io
Io tiene un diámetro de 3643 km. Ello le agencia el 3er lugar entre las lunas de Júpiter y el 4to entre las lunas del Sistema Solar en lo que a tamaño se refiere.
HEMERA/THINKSTOCK
Io muy cerca de Júpiter
Aunque pegadas a Júpiter se encuentran cuatro lunas pequeñas que orbitan el planeta, entre las lunas de Galileo, Io resulta ser la que más cerca se encuentra del gigante gaseoso, aproximadamente 421700 km de distancia.
Los volcanes de Io
En todo el Sistema Solar, Io constituye el planeta más volcánico. Esto es porque en él se localizan alrededor de 400 volcanes activos, que arrojan lava constantemente. Como consecuencia de ello, la superficie de este satélite se transforma continuamente. La lava cambia tanto de color que, como broma, Io suele ser llamado la luna de pizza.
Io se encuentra en el medio de dos fuerzas gravitacionales importantes: lagravitación de Júpiter, por un lado, y la deEuropayGanimedes, por el otro. La resultante es que hay mucha temperatura, especialmente en el interior del astro, lo que conduce a la erupción de volcanes
¿ ¿Cuánto tarda en girar Io alrededor de Júpiter?
La Luna orbita la Tierra en 28 días, Io por su parte tarda 42.5 horas en girar alrededor de Júpiter, mientras que completa dos y cuatro vueltas por cada una de Europa y Ganimedes, respectivamente. Esta regularidad y su alta velocidad influyen también en la formación de volcanes por toda la superficie del satélite.
El primer volcán extraterrestres
El primer volcán extraterrestre de que se tuvo noticia se localiza en Io. Fue detectado en 1979 durante una misión del Voyager 1. Lo que en un inicio pareció ser otra luna, resultó ser la nube de una erupción volcánica.
4. CALISTO
Calisto (del griego Καλλιστώ) es un satélite del planetaJúpiter 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.1011
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,67 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
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
Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Orbita 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 orbitalque 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
Los espectros infrarrojos de una zona relativamente llana y cubierta de cráteres (rojo) y de la Cuenca de Asgard (azul), que muestra la presencia de hielo de agua (bandas de absorción de 1 a 2 µm) y menos material rocoso en Asgard.
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 %.1015 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 ultravioletasobtenidas 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.511 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.512 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
Representación artística del interior de Calisto. El concepto de esta imagen está basado en datos recientes de la 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 km.1015 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.10152728 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
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 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.1029 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
Superficie plana y llena de cráteres del tercer satélite más grande del sistema solar, Calisto (cortesía de NASA/JPL-Caltech)
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.1231
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.3231 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.1233
El cráter de impactoHar 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 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.
Valhalla, la mayor estructura multi-anillada de Calisto
Los accidentes geológicos más prominentes de Calisto son las cuencas con múltiples anillos.1231 Dos de ellos son enormes. Valhallaes 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 km34 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.
Imagen de Calisto, tomada por la sonda Galileo, que muestra la superficie llena de cráteres y pequeñas protuberancias (cortesía de NASA/JPL-Caltech).
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».51236 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.1230
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 cm3y la presión en la superficie es de 7,5×10-12bar. Con una atmósfera tan escasa como esta 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 No obstante, no se han encontrado pruebas directas de la presencia de oxígenoen 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.38 Asimismo, el Hubble detectó oxígeno condensado y atrapado en la superficie de Calisto.39
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.15 Por lo tanto, el modelo más probable de su formación es una lenta acreciónen 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.40 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.40 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.1540 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.4041 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.41
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.234041 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:42
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.1743
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
Ilustración de una hipotética base en Calisto en el futuro46
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.1847 Se propuso que se podría construir una base en la superficie de Calisto para proporcionar combustible en una futura exploración del sistema solar.46 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 Europa18 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 2040.48
Un buen lugar para colonizar…
Concepto artístico de una base en la superficie de Calisto.
Crédito: NASA
Con todo esto, podría parecer que Calisto no es un lugar precisamente apto para pensar en establecer una colonia humana (sus temperaturas son infernalmente bajas). Sin embargo, tiene muchas ventajas que no están presentes en el resto de satélites Galileanos para estudiar Júpiter y sus alrededores (estamos muy, pero que muy lejos de poder pensar siquiera en la posibilidad de asentarnos en otro objeto celeste del Sistema Solar). Al igual que el resto, tiene mucha agua en forma de hielo en superficie, pero su distancia a Júpiter implica que los exploradores no tendrían que preocuparse por la radiación (es de sólo 0,1 milisieverts por día, que es siete veces menor que la radiación en la Tierra).
Además, tendría estabilidad geológica (una ventaja de que sea un satélite muerto es que no habría que preocuparse por volcanes, terremotos, ni cualquier otra actividad producto de la geología que pudiese presentar un peligro para los posibles habitantes del satélite) y sería un buen lugar para funcionar como estación de paso. Podría servir para las naves que se aventuren al exterior del Sistema Solar, así como para aquellas destinadas a explorar las inmediaciones de Júpiter.
¿Suena a ciencia ficción? Pues, en 2003, la NASA hizo un estudio conceptual sobre la exploración humana de los planetas exteriores (en el que se planteaba la exploración humana, en el futuro, de los planetas más alejados del Sistema Solar. El satélite elegido como el lugar más apropiado fue Calisto, por los motivos expuestos anteriormente (entre otros).
En cierto modo es irónico. Parece poco probable que Calisto tenga vida extraterrestre, y sin embargo, de todos los satélites de Júpiter, sería el más apropiado para poder albergar vida humana. En cualquier caso, las misiones que hagamos en el futuro nos servirán para desvelar ambas incógnitas…
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satélites exteriores
5. VALETUDO
Valetudo mide menos de un kilómetro— y están muy lejos, así que apenas son visibles. Valetudo se encuentra entre las dos rayas amarillas.
se le denomina el satelite loco
Pero lo que más ha llamado la atención en las observaciones es la trayectoria de uno de estos nuevos satélites. Bautizado como Valetudo, es un pequeño trozo de roca de algo más de un kilómetro de diámetro. Con una órbita en la misma dirección de rotación de Júpiter, su paso se cruza con las trayectorias de los satélites que giran en sentido contrario. Según los expertos, esto garantiza una tremenda colisión en algún momento de los próximos millones de años.
Al parecer se trata de los restos de otro cuerpo mayor que sufrió varios impactos. Según estos mismos investigadores, el último resto de satélite que nunca llegó a conocerse. .lala luna se le conoce tambien por un "bicho Raro" con su orbita suicida
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