Callisto (astronomia): differenze tra le versioni
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'''Callisto''' è uno dei quattro principali [[satellite naturale|satelliti naturali]] del [[pianeta]] [[Giove (astronomia)|Giove]], la [[Oggetti del sistema solare per dimensione|terza più grande]] luna del [[sistema solare]], la seconda più grande del sistema gioviano, dopo [[Ganimede (astronomia)|Ganimede]], e il più grande oggetto del sistema solare a non essere adeguatamente [[Differenziazione planetaria|differenziato]].
Scoperto da [[Galileo Galilei]] nel 1610,<ref name=Galilei>G. Galilei; [http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html ''Sidereus Nuncius''] (13 marzo 1610)</ref> Callisto ha un [[diametro]] di {{M|4821||k|m}}, equivalente al 99% del diametro del pianeta [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]] ma solo circa un terzo della sua [[Massa (fisica)|massa]]. È la quarta luna galileiana in ordine di distanza da Giove, trovandosi a circa {{M|1880000|k|m}} dal pianeta.<ref name=orbit>{{cita web|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|titolo=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|editore=[[NASA]]|accesso=21 marzo 2015}}</ref> Callisto non partecipa alla [[risonanza orbitale]] che coinvolge gli altri 3 satelliti galileiani: [[Io (astronomia)|Io]], [[Europa (astronomia)|Europa]] e Ganimede,<ref name=Musotto2002>{{Cita pubblicazione|cognome=Musotto|nome=Susanna|autore2=Varadi, Ferenc |autore3=Moore, William |autore4= Schubert, Gerald |titolo=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|anno=2002|volume=159|numero=2|pp=
Callisto è composto, più o meno in egual misura, da rocce e ghiacci, con una densità media di circa {{M|1,83||g/cm3}}, la più bassa tra i satelliti medicei. Sulla sua superficie è stata rilevata [[Spettroscopia|spettroscopicamente]] la presenza del [[ghiaccio]] d'acqua,<ref name="NYT-20150315">{{Cita news|cognome=Chang |nome=Kenneth
|titolo=Suddenly, It Seems, Water Is Everywhere in Solar System
|url=http://www.nytimes.com/2015/03/13/science/space/suddenly-it-seems-water-is-everywhere-in-solar-system.html |data=12 marzo 2015 |pubblicazione=[[New York Times]] |accesso=12 marzo 2015 }}</ref> del [[biossido di carbonio]], di silicati e composti organici. Studi condotti dalla [[sonda Galileo]] hanno rivelato che Callisto potrebbe avere un piccolo nucleo di silicati e forse uno strato di acqua liquida al di sotto della superficie, a profondità superiori a 100 km.<ref name="NYT-20150315" /><ref name=Kuskov2005>{{Cita pubblicazione|cognome=Kuskov|nome=O.L.|autore2=Kronrod, V.A.|titolo=Internal structure of Europa and Callisto|anno=2005|volume=177|numero=2|pp=
La superficie di Callisto è la più antica e la più pesantemente [[Cratere meteoritico|craterizzata]] del sistema solare.<ref name="Callisto overview">[http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto Callisto: Overview - Solar System Exploration - NASA]</ref> Non risultano tracce di processi del sottosuolo, come [[Tettonica delle placche|tettonica a placche]] o [[vulcanismo]]; non c'è alcun segno che un'attività geologica si sia mai verificata in passato e l'evoluzione della sua superficie si è prodotta principalmente per gli [[Impatto astronomico|impatti meteoritici]]. Le principali caratteristiche superficiali includono strutture con multipli anelli concentrici, con [[Scarpata|scarpate]], creste e depositi ad essi associati, crateri da impatto di varie forme e [[Catena (esogeologia)|catene di crateri]].<ref name="Greeley 2000">{{cita pubblicazione|autore= Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L. et al.|data=2000|titolo=Galileo views of the geology of Callisto|rivista=Planetary and Space Science |volume=48|numero=9|pagine= 829–853|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0032063300000507}}</ref> Le età delle diverse morfologie non sono note.
Callisto è circondato da una sottile [[atmosfera]] composta di biossido di carbonio e ossigeno molecolare,<ref name="Carlson 1999">{{cita pubblicazione|autore= R. W. Carlson ''et al.'' |data=1999|titolo=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|rivista=[[Science]]|volume=283 |numero=5403|pagine= 820–821 |url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|doi=10.1126/science.283.5403.820| PMID= 9933159}}</ref><ref name=Liang>{{cita pubblicazione|autore= Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T. ''et al.'' |data=2005|titolo=Atmosphere of Callisto |rivista=Journal of Geophysics Research |volume=110 |numero=E2|pagine= E02003|doi=10.1029/2004JE002322}}</ref> nonché da una [[ionosfera]] piuttosto intensa.<ref name="Kliore 2002">{{Cita pubblicazione|cognome=Kliore|nome=A. J. |autore2=Anabtawi, A |autore3=Herrera, R. G. |autore4= et al. |titolo=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations |rivista=Journal of Geophysics Research|anno=2002|volume=107 |numero=A11|p=1407|doi=10.1029/2002JA009365| bibcode=2002JGRA.107kSIA19K}}</ref> Si pensa che Callisto si sia formato nel processo di [[Accrescimento (astronomia)|accrescimento]] che ha interessato il disco di gas e polveri che circondava Giove dopo la sua formazione.<ref name=Canup2002>{{Cita pubblicazione|cognome=Canup|nome=Robin M.|autore2=Ward, William R.|titolo=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|anno=2002|volume=124|numero=6|pp=
La probabile presenza di un oceano nel sottosuolo di Callisto lascia aperta la possibilità che possa ospitare la vita. Tuttavia, le condizioni sembrano essere meno favorevoli rispetto alla vicina Europa.<ref name=Lipps2004>{{Cita pubblicazione|cognome=Lipps|nome=Jere H.|autore2=Delory, Gregory |autore3=Pitman, Joe |autore4= et al. |titolo=Astrobiology of Jupiter's Icy Moons|rivista=Proc. SPIE|anno=2004|volume=5555|p=10|doi=10.1117/12.560356|url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|formato=PDF|serie=Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII}}</ref> Diverse sonde spaziali, le [[Pioneer 10]] e [[Pioneer 11|11]], la Galileo e la [[Missione spaziale Cassini-Huygens|Cassini]] hanno studiato Callisto, che, a causa dei suoi bassi livelli di radiazione, è stato a lungo considerato il luogo più adatto per una base umana in una futura [[Esplorazione di Giove|esplorazione del sistema gioviano]].<ref name=HOPE>{{Cita web|titolo=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|cognome=Trautman|nome=Pat|autore2=Bethke, Kristen|editore=NASA|anno=2003|url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|formato=PDF}}</ref>
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== Storia delle osservazioni ==
=== Scoperta e denominazione ===
La scoperta di Callisto è attribuita a [[Galileo Galilei]], che nel [[1610]] ne documentò l'esistenza assieme alle altre tre lune principali di Giove nel ''[[Sidereus Nuncius]]''.<ref name=Galilei/> Prende il nome da una delle tante amanti di [[Zeus]] nella [[mitologia greca]], dove [[Callisto (mitologia)|Callisto]] era una [[Ninfa (mitologia)|ninfa]] (o secondo altre fonti, figlia di [[Licaone (Pelasgo)|Licaone]]) associata alla dea della caccia [[Artemide]]. Il nome fu proposto dall'astronomo [[Simon Marius]] su suggerimento di [[Johannes Kepler]].<ref name=Marius>{{Cita libro|autore=[[Simon Marius]]|titolo=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici|url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|anno=1614}}</ref><ref name=Galileo>{{Cita web|titolo=Satellites of Jupiter|editore=The Galileo Project|url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html|accesso=31 luglio 2007}}</ref> Tuttavia, i nomi dei satelliti galileiani caddero in disuso per molto tempo, fino alla metà del [[XX secolo]] e nella relativamente recente letteratura astronomica veniva usata la designazione numerica romana introdotta da Galileo, e Callisto veniva chiamato Giove IV, o quarto satellite di Giove.<ref name=Barnard1892>{{Cita pubblicazione|cognome=Barnard|nome=E. E.|url= http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html|titolo=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter|rivista=Astronomical Journal|volume=12|anno=1892|pp=
=== Missioni spaziali ===
Le sonde [[Pioneer 10]] e [[Pioneer 11]] inviate verso Giove nei primi [[Anni 1970|anni settanta]] non diedero molte nuove informazioni su Callisto rispetto a quello che era già noto da osservazioni terrestri.<ref name=Moore2004>{{cite encyclopedia|last=Moore|first=Jeffrey M.|author2=Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al.|chapter=Callisto|title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.|chapter-url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|chapter-format=PDF}}</ref> La vera svolta avvenne più tardi con i [[Sorvolo ravvicinato|sorvoli ravvicinati]] delle sonde [[Voyager 1]] e [[Voyager 2]] negli anni 1979-1980. Esse ripresero più della metà della superficie di Callisto, con una risoluzione di 1-2 km, misurando temperatura, massa e forma della luna gioviana.<ref name=Moore2004/> Una seconda tornata esplorativa avvenne dal 1994 al 2003, quando la sonda Galileo effettuò otto sorvoli ravvicinati di Callisto, il più vicino dei quali a 138 km dalla superficie. La sonda Galileo completò la mappa globale della superficie, con una serie di immagini con risoluzione fino a 15 metri di alcune aree selezionate.<ref name="Greeley 2000"/> Nel 2000, la sonda Cassini in viaggio verso Saturno acquisì immagini di alta qualità nell'infrarosso dei satelliti galileiani, Callisto compreso..<ref name=Brown2003>{{Cita pubblicazione|cognome= Brown |nome=R. H.|autore2=Baines, K. H. |autore3=Bellucci, G. |autore4= et al. |titolo=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter |anno=2003 |rivista=Icarus |volume=164 |numero=2 |pp=
La prossima missione prevista per il sistema di Giove è la [[Jupiter Icy Moon Explorer]] (JUICE) dell'[[Agenzia spaziale europea]] (ESA), che partirà nel 2022, durante la quale saranno previsti diversi sorvoli ravvicinati di Callisto. Precedentemente era stata proposta la [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM), un progetto congiunto di ESA e NASA per l'esplorazione delle lune gioviane. Tuttavia nel 2011 l'ESA annunciò che, a causa dei problemi di budget della NASA, era improbabile che la missione sarebbe stata possibile nei primi anni del 2020, e che avrebbe quindi puntato sulla JUICE.<ref>{{cita web|url=http://sci.esa.int/director-desk/48661-new-approach-for-l-class-mission-candidates/|titolo=new approach for l-class mission candidates|editore=ESA|accesso=22 marzo 2015}}</ref>
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Callisto è il più esterno dei quattro satelliti galileiani e orbita ad una distanza di circa {{M|1880000|k|m}} (equivalenti a 26,3 [[Raggio gioviano|raggi gioviani]]) da Giove,<ref name=orbit>{{Cita web|titolo=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|editore=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem}}</ref> significativamente maggiore rispetto a quella del vicino Ganimede (1 070 000 km). Per questo motivo Callisto non è in [[risonanza orbitale]] come lo sono invece i tre satelliti galileiani interni.<ref name=Musotto2002/>
Come la maggior parte delle altre lune regolari, la rotazione del Callisto è bloccata in [[rotazione sincrona]] con la sua orbita, di conseguenza la lunghezza del giorno di Callisto è pari al suo [[periodo orbitale]], che è di circa 16,7 giorni.<ref name="Anderson 2001">{{Cita pubblicazione|cognome=Anderson|nome=J. D. |autore2=Jacobson, R. A. |autore3=McElrath, T. P. |autore4= et al. |titolo=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto |rivista=Icarus|anno=2001|volume=153|numero=1|pp=
L'isolamento dinamico di Callisto implica che non sia mai stato sensibilmente influenzato da maree gravitazionali, e ciò ha influito sulla sua evoluzione e sulla sua struttura interna.<ref name=Freeman2006>{{Cita pubblicazione|cognome=Freeman|nome=J.|titolo=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|anno=2006|volume=54|numero=1|pp=
== Composizione ==
La densità media di Callisto, {{M|1,83||g/cm3}},<ref name="Anderson 2001"/> suggerisce una composizione di parti approssimativamente uguali di materiale [[Roccia|roccioso]] e [[Ghiaccio|ghiaccio d'acqua]], con tracce di ghiacci volatili come l'[[ammoniaca]].<ref name=Kuskov2005>{{Cita pubblicazione|cognome=Kuskov|nome=O.L.|autore2=Kronrod, V.A.|titolo=Internal structure of Europa and Callisto|anno=2005|volume=177|numero=2|pp=
La superficie di Callisto ha un'[[albedo]] di circa 0,2,<ref name=Moore2004/> cioè [[Riflessione (fisica)|riflette]] il 20% della luce solare che riceve. Si ritiene che la composizione superficiale sia sostanzialmente simile a quella del resto del satellite. Osservazioni spettroscopiche nel vicino infrarosso hanno rivelato la presenza di [[Spettro di assorbimento|bande di assorbimento]] del ghiaccio acqua a [[Lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] di 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 [[micrometri]].<ref name=Moore2004/> Il ghiaccio d'acqua sembra essere onnipresente sulla superficie di Callisto, con una frazione della massa totale pari al 25-50%.<ref name=Showman1999>{{Cita pubblicazione|cognome=Showman |nome=Adam P. |autore2=Malhotra, Renu |titolo=The Galilean Satellites |anno=1999 |rivista=Science |volume=286 |pp=
La superficie di Callisto è asimmetrica: l'emisfero rivolto nella direzione del moto orbitale è più scuro dell'altro, al contrario di quanto accada sugli altri satelliti galileani.<ref name=Moore2004/> L'emisfero più scuro sembra più ricco in [[anidride solforosa]] rispetto all'altro, nel quale abbonda maggiormente l'[[anidride carbonica]], elemento che pare associato a molti [[Cratere meteoritico|crateri da impatto]] di recente formazione, come il [[cratere Lofn]].<ref name=Hibbitts1998>{{Cita web|cognome=Hibbitts |nome=C.A.|autore2=McCord, T. B. |autore3=Hansen, G.B. |titolo=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto|anno=1998|editore=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|p=1908|formato=PDF}}</ref> Generalmente la composizione chimica della superficie, specialmente quella delle aree scure, pare essere simile a quella degli [[asteroidi di tipo D]], le cui superfici sono ricoperte di materiali carboniosi.<ref name="Greeley 2000"/>
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La superficie butterata di Callisto sovrasta una [[litosfera]] gelida, spessa 80-150 km,<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/> mentre, ad una profondità di 50-200 km, si troverebbe uno strato di acqua liquida e salata dallo spessore di {{M|10|k|m}}.<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/><ref name="Zimmer 2000"/>
Tale oceano interno è stato scoperto indirettamente attraverso studi del [[campo magnetico]] attorno a [[Giove (astronomia)|Giove]] e ai suoi satelliti più interni.<ref name="Zimmer 2000">{{Cita pubblicazione|cognome=Zimmer|nome=C.|autore2=Khurana, K. K.|titolo=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations|rivista=Icarus|anno=2000|volume=147|numero=2|pp=
Un altro indizio a favore dell'esistenza dell'oceano interno è che l'emisfero del satellite direttamente opposto al [[bacino Valhalla]] non mostra alcuna frattura, a differenza di quanto succede agli antipodi di crateri di simili dimensioni sulla [[Luna]] o su [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]]. Uno strato liquido sarebbe probabilmente in grado di assorbire le [[onde sismiche]] prima che esse possano rifocalizzarsi sul punto opposto della [[Crosta (esogeologia)|crosta]] planetaria.<ref name="Spohn 2003">{{Cita pubblicazione |cognome=Spohn|nome=T.|coautori=Schubert, G.|titolo=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|rivista=Icarus|anno=2003|volume=161|pagine=456–467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|formato=pdf}}</ref>
Al di sotto dell'oceano, Callisto sembra presentare un nucleo particolare, non interamente uniforme, ma stabile. I dati della [[sonda Galileo]] suggeriscono che questo nucleo sia composto da [[roccia]] e [[ghiaccio]] compressi, con una percentuale di roccia crescente all'aumentare della profondità.<ref name=Kuskov2005/><ref name="Anderson 1998">{{Cita pubblicazione|cognome=Anderson|nome=J. D. |autore2=Schubert, G. |autore3=Jacobson, R. A. |autore4= et al. |titolo=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto|rivista=Science|anno=1998|volume=280|pp=
Fra i satelliti galileiani Callisto è quello con la [[densità]] minore; esso si compone per il 40% di ghiaccio e il 60% di roccia e [[ferro]], inoltre è solo parzialmente differenziato, al contrario di Ganimede, di dimensioni di poco maggiori.<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002>{{Cita pubblicazione|cognome=Sohl|nome=F.|autore2=Spohn, T |autore3=Breuer, D. |autore4= Nagel, K. |titolo=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|rivista=Icarus|anno=2002|volume=157|numero=1|pp=
== Superficie ==
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[[File:Valhalla crater on Callisto.jpg|thumb|Immagine ripresa dalla [[Voyager 1]] del [[bacino Valhalla]].]]
Callisto è il [[satellite naturale]] più pesantemente craterizzato del [[sistema solare]].<ref name="Zahnle 1998">{{Cita pubblicazione|cognome=Zahnle|nome=K.|autore2=Dones, L. |titolo=Cratering Rates on the Galilean Satellites|rivista=Icarus|anno=1998|volume=136|numero=2|pp=
In effetti, i crateri da impatto e gli anelli ad essi concentrici rappresentano le uniche strutture presenti su Callisto; non vi sono infatti grandi montagne o altre caratteristiche prominenti.<ref name="Bender 1997">{{Cita pubblicazione|autore=Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. |titolo=Geological map of Callisto |editore=U.S. Geological Survey |anno=1997 |url=http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm }}</ref> Ciò è dipeso probabilmente dalla natura della superficie: lo scorrimento del [[ghiaccio]] in tempi geologici ha cancellato i crateri e le montagne più grandi. I [[Cratere meteoritico|crateri da impatto]] e le strutture multianello, le [[Scarpata|scarpate]] e i depositi ad esse associate sono le uniche grandi caratteristiche che si trovano sulla superficie.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/>
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Callisto si è formato probabilmente per lenta [[Accrezione (astrofisica)|accrezione]] nella [[Nebulosa solare|sub-nebulosa]] di Giove, un disco di gas e polveri che circondava il pianeta dopo la sua formazione.<ref name=Canup2002>{{cita pubblicazione | cognome = Canup | nome = Robin M. | coautori = Ward, William R. | anno = 2002 | titolo = Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion | rivista = The Astronomical Journal | volume = 124 | pagine = 3.404-3.423 | doi = 10.1086/344684 | url = http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf | lingua = en | accesso = 7 maggio 2009}}</ref> Tuttavia, a differenza di Ganimede è solo parzialmente differenziato, e questo è dovuto al fatto che probabilmente non si è mai riscaldato a sufficienza perché potesse sciogliersi la sua componente ghiacciata.<ref name="Spohn 2003"/> La sua formazione è avvenuta in tempo stimabili da 100.000 a 10 milioni di anni.<ref name=Canup2002/>
L'evoluzione geoologica di Calisto dopo l'accrezione è determinata dall'equilibrio tra il riscaldamento [[radioattivo]] e il raffreddamento dovuto alla [[conduzione termica]] nei pressi della superficie e la [[convezione]] dello stato solido nell'interno del satellite.<ref name=Freeman2006>{{Cita pubblicazione|cognome=Freeman|nome=J.|titolo=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|anno=2006|volume=54|numero=1|pp=
La precoce convezione subsolida nell'interno di Callisto avrebbe impedito la fusione del ghiaccio su larga scala e la completa differenziazione, che avrebbe formato un nucleo roccioso circondato da un mantello di ghiaccio. A causa del processo di convezione, la lenta e parziale separazione e differenziazione di rocce e ghiacci all'interno Callisto è proceduta per miliardi di anni ed è possibile che stia continuando anche nell'epoca attuale.<ref name=Nagel2004>{{Cita pubblicazione|cognome=Nagel|nome=K.a|autore2=Breuer, D. |autore3=Spohn, T. |titolo=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|anno=2004|volume=169|numero=2|pp=
L'attuale comprensione dell'evoluzione di Callisto non pregiudica l'esistenza di un oceano di acqua liquida sotto la superficie, per via del comportamento "anomalo" del [[punto di fusione]] del ghiaccio, che diminuisce all'aumentare della [[pressione]], e che arriva a 251 [[Kelvin|K]] (-22 °C) quando la pressione raggiunge i 2 070 [[Bar (unità di misura)|bar]].<ref name="Spohn 2003"/> In tutti i modelli realizzati su Callisto la temperatura nello strato compreso tra 100 e 200 km di profondità è molto vicina, o supera leggermente, questa temperatura di fusione anomala.<ref name=Freeman2006/><ref name=McKinnon2006/><ref name=Nagel2004/> La presenza anche di piccole quantità di [[ammoniaca]] (1-2% della massa), garantirebbe l'esistenza del liquido poiché l'ammoniaca abbassarebbe ulteriormente la temperatura di fusione.<ref name="Spohn 2003"/>
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{{citazione|Gli ingredienti di base per la vita, che noi chiamiamo "chimica pre-biotica", sono abbondanti in molti oggetti del sistema solare, come le comete, gli asteroidi e lune ghiacciate. I biologi ritengono che l'acqua liquida e l'energia siano necessari per sostenere realmente la vita, quindi è emozionante trovare un altro posto dove esiste acqua allo stato liquido. Ma l'energia è un'altra cosa, e mentre l'oceano di Callisto viene riscaldato solo da elementi radioattivi, Europa ha dalla sua l'energia delle maree e la maggiore vicinanza a Giove.}}
Sulla base di queste considerazioni e di altre osservazioni scientifiche, si pensa che di tutte le lune galileiane di Giove, Europa sia quella con la maggiore possibilità di sostenere la [[Microrganismo|vita microbica]].<ref name=Lipps2004/><ref name="François2005">{{Cita pubblicazione|cognome=François|nome=Raulin|titolo=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations|anno=2005|volume=116|numero=1–2|pp=
== Colonizzazione ==
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