Callisto è uno dei quattro principali satelliti naturali del pianeta Giove, la terza più grande luna del sistema solare, la seconda più grande del sistema gioviano, dopo Ganimede.
Scoperto da Galileo Galilei nel 1610,G. Galilei; (13 marzo 1610) Callisto ha un diametro di , equivalente al 99% del diametro del pianeta Mercurio ma solo circa un terzo della sua massa. È la quarta luna galileiana in ordine di distanza da Giove, trovandosi a circa dal pianeta. Callisto non partecipa alla risonanza orbitale che coinvolge gli altri 3 satelliti galileiani: Io, Europa e Ganimede, quindi non subisce i riscaldamenti mareali, che originano i fenomeni endogeni presenti su Io ed Europa. Privo di campo magnetico interno e appena al di fuori della fascia di radiazioni del gigante gassoso, non interagisce particolarmente con la magnetosfera di Giove.
Callisto è composto, più o meno in egual misura, da rocce e ghiacci, con una densità media di circa , la più bassa tra i satelliti medicei. Sulla sua superficie è stata rilevata spettroscopicamente la presenza del ghiaccio d'acqua, 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.
La superficie di Callisto è la più antica e la più pesantemente craterizzata del sistema solare. Non risultano tracce di processi del sottosuolo, come 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 impatti meteoritici. Le principali caratteristiche superficiali includono strutture con multipli anelli concentrici, con scarpate, creste e depositi ad essi associati, crateri da impatto di varie forme e catene di crateri. Le età delle diverse morfologie non sono note.
Callisto è circondato da una sottile atmosfera composta di biossido di carbonio e ossigeno molecolare, nonché da una ionosfera piuttosto intensa. Si pensa che Callisto si sia formato nel processo di accrescimento che ha interessato il disco di gas e polveri che circondava Giove dopo la sua formazione. La lentezza del processo di accumulo di materia e la mancanza del riscaldamento mareale ha evitato la differenziazione chimica, mentre una lenta convezione all'interno di Callisto ha portato a una differenziazione solo parziale e alla possibile formazione di un oceano nel sottosuolo ad una profondità di 100–150 km, con un piccolo nucleo roccioso interno.
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. Diverse sonde spaziali, le Pioneer 10 e 11, la Galileo e la 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 del sistema gioviano.
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. Prende il nome da una delle tante amanti di Zeus nella mitologia greca, dove Callisto era una ninfa (o secondo altre fonti, figlia di Licaone) associata alla dea della caccia Artemide. Il nome fu proposto dall'astronomo Simon Marius su suggerimento di Johannes Kepler. 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.
Missioni spaziali Le sonde Pioneer 10 e Pioneer 11 inviate verso Giove nei primi anni settanta non diedero molte nuove informazioni su Callisto rispetto a quello che era già noto da osservazioni terrestri. La vera svolta avvenne più tardi con i 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. 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. Nel 2000, la sonda Cassini in viaggio verso Saturno acquisì immagini di alta qualità nell'infrarosso dei satelliti galileiani, Callisto compreso. Nel 2007, la sonda New Horizons nel suo cammino verso Plutone ottenne nuove immagini e spettri di Callisto.
La prossima missione prevista per il sistema di Giove è la Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) dell'Agenzia spaziale europea (ESA), partita il 14 aprile 2023 col lancio della sonda con un razzo Ariane 5. Durante la missione saranno previsti 21 sorvoli ravvicinati di Callisto tra il 2032 e il 2033, prima di inserirsi in orbita attorno a Ganimede. 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 su JUICE.
Parametri orbitali
Callisto è il più esterno dei quattro satelliti galileiani e orbita ad una distanza di circa (equivalenti a 26,3 raggi gioviani) da Giove, 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.
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. Percorre un'orbita quasi circolare e assai prossima al piano equatoriale di Giove, con eccentricità e Inclinazione orbitale che subiscono variazioni su una scala temporale di secoli a causa delle perturbazioni gravitazionali solari e planetarie. L'eccentricità varia da 0.0072 a 0,0076°, mentre l'inclinazione orbitale varia da 0,20 a 0,60°, ed entrambe contribuiscono a variare l'inclinazione assiale di Callisto tra 0,4 e 1,6°.
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. Data la sua distanza da Giove, il flusso di particelle cariche appartenenti alla magnetosfera gioviana che raggiungono la sua superficie è piuttosto basso (circa 300 volte inferiore rispetto a Europa) ed ha avuto effetti trascurabili su di essa, a differenza di quanto accaduto sugli altri satelliti galileiani. Il livello di radiazione sulla superficie di Callisto è equivalente a una dose di circa 0,01 rem (0,1 mSv) al giorno, sette volte inferiore alla radiazione che riceve la Terra.
Origine ed evoluzione
Callisto si è formato probabilmente per lenta accrezione nella sub-nebulosa di Giove, un disco di gas e polveri che circondava il pianeta dopo la sua formazione. 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. La sua formazione è avvenuta in tempi stimabili da 100.000 a 10 milioni di anni.
L'evoluzione geologica 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. È noto che questa convezione si verifica quando la temperatura è abbastanza vicina al punto di fusione del ghiaccio ed è un processo lento, con movimenti del ghiaccio dell'ordine di 1 cm all'anno, tuttavia molto efficace per lunghi periodi temporali.
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.
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 K (-22 °C) quando la pressione raggiunge i 2 070 bar. 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. La presenza anche di piccole quantità di ammoniaca (1-2% della massa), garantirebbe l'esistenza del liquido poiché l'ammoniaca abbasserebbe ulteriormente la temperatura di fusione.
A differenza del vicino Ganimede, che mostra un terreno variegato, Callisto non presenta evidenza di attività simili alla tettonica a placche. Pur trattandosi di due oggetti relativamente simili sembra che Callisto abbia avuto una storia geologica più semplice. Questa differenza è un problema di notevole interesse per la planetologia.
Composizione La densità media di Callisto, , suggerisce una composizione di parti approssimativamente uguali di materiale roccioso e ghiaccio d'acqua, con tracce di ghiacci volatili come l'ammoniaca. La percentuale di massa di ghiacci presente è del 49-55 % mentre non è nota con esattezza la componente rocciosa, anche se probabilmente è simile alla composizione delle condriti ordinarie L e LL, che sono caratterizzate da un basso contenuto di ferro metallico e da una più abbondante presenza di ossido di ferro rispetto alle condriti H.
La superficie di Callisto ha un'albedo di circa 0,2, cioè 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 bande di assorbimento del ghiaccio acqua a lunghezze d'onda di 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 micrometri. Il ghiaccio d'acqua sembra essere onnipresente sulla superficie di Callisto, con una frazione della massa totale pari al 25-50%. L'analisi ad alta risoluzione degli spettri nel vicino infrarosso e nell'ultravioletto ottenuti dalla sonda Galileo hanno rivelato la presenza di diversi materiali non ghiacciati in superficie, come idrosilicati di ferro e magnesio, anidride carbonica, biossido di zolfo, e forse, ammoniaca e vari composti organici. I dati spettrali indicano anche che la superficie di Callisto è estremamente eterogenea su piccola scala. Piccole zone luminose formate da ghiaccio d'acqua pura sono miste a zone formate da una miscela di roccia e ghiaccio e ad estese aree scure di materiali non ghiacciati.