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Callisto

Plantilla:Ficha de cuerpo celeste Calisto (del griego Καλλιστώ) es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei.[1] Es el tercer satélite más grande del Sistema Solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta Mercurio, pero sólo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter con un radio de unos 2410,3 kilómetros.[2] No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores: Ío, Europa y Ganímedes; por lo tanto, faltan la mayoría de fuerzas de marea que sí influyen en los otros tres satélites galileanos.[3] Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su periodo de rotación concuerda con su periodo 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 los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana con respecto a los satélites interiores.[4]

Este satélite está compuesto aproximadamente de 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 materiales orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.[5] [6]

La superficie de Calisto esta repleta de cráteres, y ha recibido los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia.[7] Los principales accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto en forma de anillo, cadenas de cráteres (catenae) escarpes, crestas y depósitos.[7] En pequeña escala, la superficie es variada y se compone de pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas por un litoral bajo, compuesto de material oscuro.[8] 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,[9][10] además de una ionosfera relativamente fuerte.[11] 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.[12] Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea hicieron que Calisto en general se diferenciara de los otros satélites interiores. La también lenta convección en el interior de Calisto que empezó poco después de su formación, aportó la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño y rocoso núcleo.[13]

La probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto indica que este depósito de agua podría servir de "refugio" para la vida.[14] Sin embargo, eso es menos probable que en Europa.[15] 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.[16]

Nombre y descubrimiento Editar

Calisto fue descubierto por Galileo en enero de 1610 junto con los otros tres grandes satélites jovianos: Ganímedes, Ío, y Europa. [1] Este satélite se llama igual que 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.[17] 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 el uso 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".[18]

Órbita y rotación Editar

001221 Cassini Jupiter & Europa & Callisto

Fotografía donde se ve Calisto (abajo a la izquierda), Júpiter con la Gran Mancha Roja y cercano a ésta, Europa.

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] Su semieje mayor (la distancia media con respecto a Júpiter) es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano en cuanto a distancia de Júpiter, Ganímedes, con un semieje mayor de sólo 1.070.000 km. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la resonancia orbital que afecta a los tres otros satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.[3]

Igual que muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es síncrona, es decir, su periodo orbital es igual a su periodo de rotación. La duración del día calistiano, idéntico a su periodo orbital, es de unos 16,7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco excéntrica (sólo 0,0074) y poco inclinada respeto al ecuador joviano (de unos 0,2º), que 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.[3] Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo rotacional) varíe de 0,4 en 1,6°.[19]

El desarrollo "aislado" de Calisto hace que no haya tenido nunca rastros apreciables de las influencias de las fuerzas de marea, cosa que ha tenido importantes consecuencias para la evolución de su estructura interna.[20] su distancia con respecto a Júpiter también hace que la cantidad del flujo de partículas cargadas de la magnetosfera sea relativamente pequeño, unas 300 veces inferior a la de Europa. Por lo tanto, a diferencia de los otros grandes satélites de Júpiter, llenos de partículas radioactivas, estas partículas tienen una abundancia relativamente escasa y, por lo tanto, una influencia menor en la superficie de este satélite.[4]

Características físicas Editar

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Espectro infrarojo de una zona relativamente llana y cubierta de cráteres de Calisto.

Composición Editar

La densidad media de Calisto de 1,83 g/cm3 sugiere una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada con algunos hielos volátiles, como amoniaco.[5] La fracción de masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49% y el 55%.[5][13] La composición exacta de rocas 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, y hierro metálico y una relativa abundancia de óxido de hierro.

La superficie del tercer satélite mayor del sistema solar tiene un albedo de un 22%, es decir reflecta el 22% de la luz que llega.[8] La composición de la superficie se considera, en términos generales, muy similar al resto de la composición del satélite. La espectroscopia ha revelado la presencia de agua helada con longitudes de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 micrómetros.[8] El agua helada parece estar bastante presente en la superficie de Calisto, con una fracción de la masa total de aproximadamente del 25% al 50%.[6] El análisis de alta resolución del espectro de las ondas infrarrojas y ultravioletas obtenidas por la sonda Galileo, han revelado diversos materiales independientes del hielo en la superficie: magnesio, hierro, silicatos,[8] dióxido de carbono,[21][22] posiblemente amoniaco y diversos compuestos orgánicos.[8][6] La información también indica que la superficie del satélite es extremadamente heterogénea en pequeña escala. Pequeñas y brillantes zonas de agua helada están mezcladas con rocas también mezcladas con hielo (de diversos materiales), y vastas zonas oscuras de materiales independientes del hielo.[8][7]

La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal -el hemisferio que "muestra" la cara hacia el movimiento orbital en este caso, de Calisto es más oscuro que el hemisferio "atrasado" (el otro hemisferio). Eso es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que pasa es todo el contrario.[8] 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.[23] Muchos de los cráteres de impacto relativamente jóvenes, como el cráter Adlinda, son abundantes en dióxido de carbono.[23] en conjunto, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, parece ser parecido a la de los asteroides tipo "D",[7] cuyas superficies están formadas por materiales carbónicos.

Estructura interna Editar

PIA01478 Interior of Callisto

Imagen del interior de Calisto.

La desgastada superficie de Calisto rodea una fría, rígida y congelada litosfera de un grueso que puede variar de 80 a 150 km.[5][13] Los estudios del campo magnético de Júpiter y sus satélites sugieren un océano salado de 50-200 km de grueso, que puede quedar por debajo de la corteza.[5][13][24][25] Se constató que Calisto varía el campo magnético de Júpiter, como si este satélite fuera un perfecto conductor de electricidad; el campo magnético de Júpiter no puede penetrar dentro del satélite, que sugiere una capa muy conductora de un grueso de unos 10 km.[25] La existencia de un océano es más probable si el agua contuviera una pequeña cantidad de amoniaco u otro crioprotector.[13] En este caso, el océano tendría un grueso de 250 a 300 km[5] sin embargo, en caso de que no hubiera, la litosfera de Calisto sería de unos 300 km de grueso.

Bajo la litosfera y del supuesto océano, el interior de Calisto no parece ser completamente uniforme, pero tampoco aparenta ninguna variación concretamente drástica. Investigaciones de la sonda Galileo sugieren que su interior está compuesto de rocas comprimidas y hielos de diversos materiales, con una cantidad de roca que aumenta con la profundidad.[5] [26] > La densidad y el momento de inercia de Calisto parecen ser adecuado por 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 la densidad puede estar entre los 3,1-3,6 g/cm3.[5]

Geografía de la superfície Editar

Cratered plains PIA00745

Superfície plana y llena de cráteres del tercer satélite mas grande del sistema solar, Calisto.

La antigua superficie de Calisto es una de las que posee un mayor número de cráteres del sistema solar.[27] De hecho,la superficie de Calisto está tan saturada de cráteres que no podrían formarse nuevos sin afectar a los antiguos. La geología de Calisto (en la superficie) es muy simple, no hay muchas montañas, volcanes o otros accidentes geográficos producidos por la tectónica de placas.[28] Los cráteres de impacto y estructuras anilladas, junto con las fracturas en la superficie, escarpas y depósitos, son las únicas grandes estructuras que se encuentran en la superficie de Calisto.[7][28]

La superficie de Calisto se puede dividir en diversas partes: llanuras con cráteres, llanuras de color claro, llanuras brillantes y "lisas", y diversos accidentes geográfico más relacionados con cráteres de impacto y estructuras en forma de anillo.[29][28] Las llanuras con cráteres constituyen la mayor parte de la superficie de Calisto y de la antigua litosfera, una mezcla de hielo y de materiales rocosos. Las llanuras de color claro incluyen brillantes cráteres de impactos, como el cráter Asgard o el Adlinda, que pueden ser lo que queda de unos antiguos impactos a la superficie, que al impactar producen un tipo de cráter llamado palimpsestos, la parte central de las estructuras en forma de anillo, y algunas zonas aisladas.[7] Se cree que este tipo de llanuras son depósitos helados. Las llanuras brillantes y lisas constituyen una pequeña porción de la superficie de este satélite. Se pueden encontrar, por ejemplo, en algunas zonas de los cráteres Valhalla y Ásgard, y en algunas 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, revelaron áreas lisas pequeñas, que no se correlacionaban con grandes fracturas y terrenos nudosos que no mostraban ningún signo aparente de ninguna actividad endógena. Estas imágenes, sin embargo, también encontraron unos pequeños terrenos que cubrían un área de menos de 10.000 km2, que se cerraban, rodeando el terreno. Estos terrenos son posibles depósitos criovolcánicos (etimológicamente, volcanes de hielo).[7] Tanto las llanuras de color claro como las diversas llanuras lisas son geológicamente más jóvenes que las ya mencionadas llanuras con cráteres.[7][30]

Callisto Har PIA01054

El cráter de impacto Har con una elevación central

El diámetro de los cráteres de impacto puede variar desde 0,1 km a 100 km (un límite descubierto por las ya mencionadas imágenes de alta resolución), sin contar las estructuras anilladas.[7] Los pequeños cráteres -cuyo diámetro es inferior a 5 km- son un simple agujero excavado donde el fondo es llano. Los cráteres de entre 5 y 40 km suelen tener una elevación central. Los cráteres mayores, con diámetros de 25 a 100 km aproximadamente, en vez de tener una elevación central, pueden tener un agujero en su centro, como el cráter Tindr.[7] Los cráteres con diámetros superiores a 60 km no suelen tener elevaciones centrales; se cree que son el resultado de un levantamiento tectónico después de un impacto.[7] Son ejemplos el cráter Asgard y el cráter Har. Los cráteres con un diámetro superior a 100 km son muy raros y tienen una forma geométricamente "extraña". Los cráteres de Calisto son generalmente poco profundos si se comparan con los que hay en el único satélite de la Tierra, la Luna.

Valhalla crater on Callisto

Valhalla, la estructura multi-anillada mayor de Calisto

El accidente geológico más prominente de Calisto son las estructuras anilladas; unos conjuntos de cráteres en forma de anillo.[7][28] Dos de ellos son enormes. El cráter Valhalla es el mayor, con una región brillante de 600 kilómetros de diámetro, mientras que los anillos se extienden a 1.800 km del centro (ver la imagen).[31] El segundo mayor es el cráter Asgard, que mide unos 1.600 km [31] Las estructuras anilladas probablemente se originaron a partir de post-impactos concéntricos que fracturaron la litosfera, que entonces "reposaba" sobre una capa de material blando o líquido, posiblemente un océano.[32] Otro accidente geográfico prominente de este satélite son las catenas. Las catenas -por ejemplo la Gomul Catena- son largas cadenas de cráteres de impacto en línea recta en la superficie. Estas catenas fueron creadas probablemente por objetos que, a causa de las fuerzas de marea, se separaron en diversos fragmentos.[7] Un ejemplo relativamente reciente de este tipo de objeto es el cometa Shoemaker-Levy 9, que impactó contra Júpiter en el año 1994.

Landslides and knobs PIA01095

Calisto

A pequeña escala, la superficie de Calisto está más desgastada que la de los otros satélites galileanos.[8] Aparte de pequeños cráteres, los accidentes geográficos más comunes son pequeñas abolladuras y agujeros.[8] Se cree que las abolladuras son restos de los bordes de cráteres degradados por un proceso que hasta ahora permanece desconocido.[33] El proceso más probable para la formación de estas abolladuras es la lenta sublimación del hielo, que se activa por encima de una temperatura de 165K, en la cual se llega al punto subsolar del Sol.[8] Esta sublimación de agua o de otros hielos volátiles helados es causada principalmente para la descomposición del hielo debido a las rocas que hay bajo la superficie. Los restos de rocas independientes del hielo, que provienen de aludes de desperdicios geológicos, "bajan" de las elevaciones de los bordes de los cráteres.[33] Estos aludes se observan cerca de los cráteres de impacto, y se llaman "faldas de escombros".[8][7][33] A veces, estas elevaciones son atravesadas por valles, que en cierta manera se parecen a los valles marcianos.[8] En caso que la hipótesis de la sublimación fuera cierta, las zonas oscuras y de baja altura de Calisto serían una capa inicial de hielo sin desperdicios geológicos, que se originaron por la degradación de cráteres y otros agujeros, que teóricamente fueron cubiertos principalmente por roca helada.

La edad relativa de los diversos accidentes geográficos se puede determinar a través de la densidad de los cráteres de impacto. Como más antiguo sea un accidente geográfico, más cráteres habrá.[34] La edad absoluta, lógicamente, no se ha podido determinar, pero basándose en consideraciones teóricas, las llanuras con cráteres tendrían una edad de aproximadamente 4.500 millones de años, es decir, las llanuras con cráteres se crearon una poco después de la formación del sistema solar. La edad de las estructuras anilladas está estimada por diversas fuentes entre 1.000 y 4.000 millones de años.[7][27]

Atmósfera e ionosfera Editar

Callisto field

El campo magnético joviano alrededor de Calisto.

Calisto tiene una atmósfera muy tenue, compuesta principalmente de dióxido de carbono,[9] y probablemente oxígeno,[10] que fue detectada por el espectrómetro de la sonda Galileo, con una densidad de partículas de 4×108 cm3. La presión de la superficie es de 7,5×10-12 bar. A causa de la escasa atmósfera que hay en Calisto, las moléculas se escaparían en sólo cuatro días, por eso, tiene que haber algún fenómeno que produzca CO2. La ya mencionada sublimación produce dióxido de carbono, por lo tanto, "la hipótesis de la sublimación" es compatible con la teórica "reposición de la atmósfera".

La ionosfera de Calisto fue detectada durante los vuelos de la sonda Galileo sobre este satélite.[11] La densidad de electrones relativamente alta de la ionosofera (concretamente de 7-17×10 cm−3 no se puede explicar solamente por la fotoionización del dioxido de carbono en la atmósfera. Por eso, se cree que la atmósfera de Calisto podría estar compuesta principalmente de oxígeno molecular, de 10 a 100 veces más abundante que el dióxido de carbono.[10] No obstante, no se han encontrado pruebas directas de la presencia de oxígeno en la atmósfera de Calisto. Observaciones del Telescopio espacial Hubble, basadas en la falta de detección, sitúan el supuesto oxígeno en límites superiores de su posible concentración en la atmósfera, lo cual es compatible con las medidas ionosféricas.[35] Asimismo, el Hubble detectó oxígeno condensado y atrapado en la superficie de Calisto.[36]

Origen y desarrollo Editar

La diferenciación planetaria parcial de los otros satélites galileanos de Calisto se debe al hecho de que nunca se ha fundido el hielo que lo compone.[13] Eso comporta que el modelo más probable de su formación sea una lenta acreción a la "subnebulosa" que entonces formaba el sistema de Júpiter; un disco de polvo y gas. El tercer satélite mayor del sistema solar, entonces, se formó en un período de tiempo entre 0,1 y 10 millones de años.[12]


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Terreno con abolladuras. (crédito: NASA/JPL/Arizona State University).

La posterior evolución geológica de Calisto después de su acreción, fue marcada por el equilibrio del calentamiento radiactivo, enfriando la superficie de Calisto a través de la conducción térmica y la convección en el interior del satélite.[20] Algunos datos concretos de la convección de los satélites helados son desconocidos. Se sabe que la temperatura llega al punto de fusión de los materiales interiores.[37] La convección en los cuerpos helados es un proceso largo con un movimiento de su superficie a razón de 1 cm por año, pero es en realidad un mecanismo muy efectivo de congelación a largo plazo.[37] Se piensa que el proceso de convección continúa con otro proceso, llamado "estrato estancado", es decir, un estrato exterior, rígido y congelado, que conduce el calor sin proceso de convección, mientras el hielo que está bajo el estrato convecciona en un estado subsolido.[13][37] En el caso de Calisto, el estrato congelado corresponde a la litosfera, con un grueso de unos 100 km. Su presencia explica la falta de actividad endógena en su superficie.[37][38] La convección en el interior de Calisto podría ser por capas, a causa de las enormes presiones en el interior del tercer satélite mayor del sistema solar.[20] El rápido inicio de la convección subsólida en el interior de Calisto podría haber impedido una descongelación a gran escala, cosa que marcaría la diferencia de Calisto respecto de los otros satélites galileanos, con un núcleo y un manto diferentes en los tres otros grandes satélites de Júpiter. Debido a la convección, ha estado produciéndose durante miles de millones de años una separación parcial del material rocoso y el hielo en el interior de este satélite, y puede continuar todavía hoy en día.[38]

El actual conocimiento de la evolución geológica de de Calisto no contradice la presencia del estrato conductor y de un océano de agua bajo la superficie. Eso está relacionado con la extraña conducta del hielo, donde el punto de fusión del hielo, que disminuye con la presión, llega a descongelarse en los 251 K (-22 ºC), con una presión de 2.070 bars.[13] En todos los modelos de temperatura de Calisto, se dice que la temperatura va de los 100 en los 200 K (de -173 a -73 ºC); a profundidades muy elevadas, la temperatura estaría sobre el punto de fusión ya mencionado.[20][37][38] La presencia de pequeñas acumulaciones de amoníaco garantiza la existencia de un océano, ya que este compuesto químico reduce todavía más la temperatura de fusión del hielo [13].

Mientras que el tercer satélite mayor del sistema solar es bastante similar en volumen a Ganímedes, parece tener una historia geológica mucho más simple que éste último. La superficie se formó bajo la influencia mayoritaria de impactos.[7] al contrario que en Ganímedes, hay pocos indicios de actividad tectónica.[6] La historia geológica relativamente simple de Calisto es importante, ya que se dispone de una buena base de datos y referencias para compararlo con otros mundos más complejos que este.[6]

Posibilidades de vida en un océano interno Editar

Igual que para el segundo satélite galileano, Europa, y el mayor del sistema solar, Ganímedes, se ha sugerido la idea de que existe vida extraterrestre en un océano bajo la superficie de Calisto.[15]. Sin embargo, las posibilidades de vida en Calisto parecen ser inferiores a las de Europa, a causa de la falta de contacto con materiales rocosos, y la menor conducción de calor del interior de Calisto.[15] El científico Torrence Johnson, comparando las posibilidades de vida con otros satélites galileanos, dijo:[39] Plantilla:Cita

Se cree que Europa es el satélite con una probabilidad más elevada de contener vida microbial, basándose en anteriores consideraciones científicas.[15][40]

Exploración Editar

Callisto base

Ilustración de una base en Calisto en el futuro.[41]

Los viajes interplanetarios a Júpiter de las sondas Pioneer 10 y Pioneer 11, a principios de la década de los 70, contribuyeron poco al conocimiento general de Calisto, comparado con lo que se había podido investigar desde la Tierra.[8] El verdadero avance en la investigación del cuarto satélite de Júpiter surgió cuando las sondas Voyager 1 y 2, con los vuelos del 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.[8] 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.[7] En año 2000 la sonda Cassini, en ruta hacia en Saturno, pasó por el sistema joviano y realizó fotografías de alta resolución de los satélites galileanos, incluyendo Callisto.[21]

Propuesta para ser lanzada en el 2020, el Europa Jupiter System Mission (EJSM) es una sonda para la exploración de los satélites de Júpiter, en concreto Europa, con colaboración de la NASA y la ESA. En febrero de 2009, le fue otorgada prioridad en esta misión delante de la Titan Saturn System Mission.[42] El EJSM consiste en diversas sondas, el Orbitador de Júpiter y Europa, de la NASA, el Jupiter Europa Orbiter, de la ESA,[43] y una posible sonda de la agencia espacial japonesa (JAXA), la Jupiter Magnetospheric Orbiter.

Potencial colonización Editar

En el año 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.[16][44] Se propuso que se podría construir una base en la superficie de Calisto para proporcionar combustible en una futura exploración del sistema solar.[41] Las ventajas de este satélite son la poca radiación que recibe y su estabilidad geológica (es decir, no hay volcanes, terremotos, etc.). Eso podría facilitar la posterior exploración de Europa [16] o ser una ubicación ideal para una estación de suministros por las naves espaciales que se acercaran más al sistema solar exterior, utilizando la asistencia gravitatoria de un vuelo próximo a Júpiter después de marcharse de Calisto.[16] en un informe de diciembre del 2003, la NASA expresó su creencia que se podría intentar llevar a cabo una misión tripulada a Calisto en la década del 2040.[45]


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