Callisto (/ka'lis.to/), sau Jupiter IV, este al doilea cel mai mare satelit al lui Jupiter, după Ganymede. Este al treilea satelit ca mărime din Sistemul Solar după Ganymede și Titan și cel mai mare obiect din Sistemul Solar care poate să nu fie bine diferențiat. Callisto a fost descoperit în 1610 de Galileo Galilei. Cu un diametru de 4.812 km, Callisto are aproximativ 99% diametrul planetei Mercur, dar doar aproximativ o treime din masa sa. Este al patrulea satelit galilean al lui Jupiter după distanță, cu o rază orbitală de aproximativ km. Nu se află într-o rezonanță orbitală ca ceilalți trei sateliți galileeni - Io, Europa și Ganymede - și, prin urmare, nu este încălzit mareic apreciabil. Rotația lui Callisto este sincronă cu orbita sa în jurul lui Jupiter, astfel încât aceeași emisferă este întotdeauna îndreptată spre interior. Din această cauză, pe suprafața lui Callisto există un punct sub-jovian, de pe care Jupiter ar părea să atârne direct deasupra capului. Este mai puțin afectat de magnetosfera lui Jupiter decât ceilalți sateliți interiori din cauza orbitei sale mai îndepărtate, situată chiar în afara centurii principale de radiație a lui Jupiter.
Callisto este compus din cantități aproximativ egale de rocă și gheață, cu o densitate de aproximativ , cea mai scăzută densitate și gravitație a sateliților majori ale lui Jupiter. Compușii detectați spectroscopic la suprafață includ gheață, dioxid de carbon, silicați și compuși organici. Investigația navei spațiale Galileo a dezvăluit că Callisto ar putea avea un miez mic de silicat și, posibil, un ocean subteran de apă lichidă la adâncimi mai mari de km.
Suprafața lui Callisto este cea mai veche și cea mai puternic craterată din Sistemul Solar. Suprafața sa este complet acoperită cu cratere. Nu prezintă semne ale proceselor subterane, cum ar fi tectonica plăcilor sau vulcanismul, fără semne că activitatea geologică în general a avut loc vreodată și se crede că a evoluat predominant sub influența impacturilor. Caracteristicile proeminente ale suprafeței includ structuri multi-inelate, cratere de impact de diferite forme și lanțuri de cratere ( catenae ) și scarpurile, crestele și depozitele asociate. La scară mică, suprafața este variată și este alcătuită din depozite mici, strălucitoare de brumă la vârfurile petelor înalte, înconjurate de o pătură joasă, netedă, de material întunecat. Se crede că aceasta rezultă din degradarea condusă de sublimare a formelor de relief mici, care este susținută de deficitul general de cratere mici și prezența a numeroase bucăți mici, considerate a fi rămășițele acestora. Vârstele absolute ale formelor de relief nu sunt cunoscute.
Callisto este înconjurat de o atmosferă extrem de subțire compusă din dioxid de carbon și probabil oxigen molecular, precum și de o ionosferă destul de intensă. Se crede că Callisto s-a format prin acumulare lentă de pe discul de gaz și praf care l-a înconjurat pe Jupiter după formarea sa. Creșterea treptată a lui Callisto și lipsa încălzirii mareice au însemnat că nu era disponibilă suficientă căldură pentru diferențierea rapidă. Convecția lentă din interiorul lui Callisto, care a început la scurt timp după formare, a condus la diferențierea parțială și, posibil, la formarea unui ocean subteran la o adâncime de 100-150. km și un miez mic, stâncos.
Prezența probabilă a unui ocean în Callisto lasă deschisă posibilitatea ca acesta să adăpostească viață. Cu toate acestea, se consideră că condițiile sunt mai puțin favorabile decât în Europa din apropiere. Diverse sonde spațiale de la Pioneer 10 și 11 până la Galileo și Cassini l-au studiat pe Callisto. Datorită nivelurilor sale scăzute de radiație, Callisto a fost considerat de mult timp cel mai potrivit loc pentru o bază umană pentru explorarea viitoare a sistemului Jovian.
Istorie
Descoperire Callisto a fost descoperit de Galileo în ianuarie 1610, împreună cu alți trei mari sateliți jovieni - Ganymede, Io și Europa.
Nume Callisto este numit după unul dintre numeroșii iubitori ai lui Zeus sau alți parteneri din mitologia greacă. Callisto a fost o nimfă (sau, conform unor surse, fiica lui Lycaon ) care a fost asociată cu zeița vânătorii, Artemis. Numele a fost sugerat de Simon Marius la scurt timp după descoperirea lui Callisto. Marius i-a atribuit sugestia lui Johannes Kepler. dreapta|miniatura|Sateliții galileenei în jurul lui Jupiter Cu toate acestea, numele sateliților galileeni au ieșit din uz pentru o perioadă considerabilă de timp și nu au reintrat în uz comun până la mijlocul secolului al XX-lea. În cea mai mare parte a literaturii astronomice anterioare, Callisto este denumit prin denumirea sa numerică romană, un sistem introdus de Galileo, ca sau „al patrulea satelit al lui Jupiter”.
Orbită și rotație miniatura|Callisto (stânga jos), Jupiter (dreapta sus) și Europa (sub și stânga Marei pete roșii al lui Jupiter) văzute de Cassini–Huygens Callisto este cel mai exterior dintre cei patru sateliți galileeni ai lui Jupiter. Orbitează la o distanță de aproximativ 1.880.000km (26,3 ori 71.492 km raza lui Jupiter însuși). Aceasta este semnificativ mai mare decât raza orbitală—1.070.000 km — de cel mai apropiat satelit galilean, Ganymede. Ca urmare a acestei orbite relativ îndepărtate, Callisto nu participă la rezonanța în care cei trei sateliți interiori galileeni sunt blocați - și probabil nu a făcut-o niciodată.
La fel ca majoritatea altor sateliți planetari obișnuiți, rotația lui Callisto este blocată pentru a fi sincronă cu orbita sa. Durata zilei lui Callisto, concomitent cu perioada sa orbitală, este de aproximativ 16,7 zile pământești. Orbita sa este foarte puțin excentrică și înclinată față de ecuatorul Jovian, excentricitatea și înclinația schimbându-se cvasi-periodic datorită perturbațiilor gravitaționale solare și planetare pe o scară de timp de secole. Intervalele de modificare sunt 0,0072–0,0076 și, respectiv, 0,20–0,60°. Aceste variații orbitale fac ca înclinarea axială (unghiul dintre axa de rotație și cea orbitală) să varieze între 0,4 și 1,6°.
Izolarea dinamică a lui Callisto înseamnă că nu a fost niciodată încălzit mareic apreciabil, ceea ce are consecințe importante pentru structura și evoluția sa internă. Distanța sa față de Jupiter înseamnă, de asemenea, că fluxul de particule încărcate din magnetosfera lui Jupiter la suprafața sa este relativ scăzut - de aproximativ 300 de ori mai mic decât, de exemplu, cel de pe Europa. Prin urmare, spre deosebire de ceilalți sateliți galileeni, iradierea cu particule încărcate a avut un efect relativ minor asupra suprafeței lui Callisto. Nivelul de radiație de la suprafața lui Callisto este echivalent cu o doză de aproximativ 0,01 rem (0,1 mSv ) pe zi, care este de peste zece ori mai mare decât radiația medie de fond a Pământului.
Caracteristici fizice
Compoziție stanga|miniatura|Comparația mărimilor Pământului, Lunii și lui Callisto dreapta|miniatura|Spectrele IR apropiate ale câmpiilor craterizate întunecate (roșu) și structura de impact Asgard (albastru), care arată prezența mai mare a gheții ( benzi de absorbție de la 1 la 2 μm ) și mai puțin material stâncos în Asgard. Densitatea medie a lui Callisto, 1,83 g/cm 3, sugerează o compoziție de părți aproximativ egale de material de rocă și gheață, cu unele ghețuri volatile suplimentare, cum ar fi amoniacul. Fracția de masă a gheții este de 49–55%. Compoziția exactă a componentei de rocă a lui Callisto nu este cunoscută, dar este probabil apropiată de compoziția condritelor obișnuite de tip L/LL, care se caracterizează prin mai puțin fier total, mai puțin fier metalic și mai mult oxid de fier decât condritele H. Raportul de greutate dintre fier și siliciu este de 0,9–1,3 în Callisto, în timp ce raportul solar este de aproximativ 1:8.
Suprafața lui Callisto are un albedo de aproximativ 20%. Compoziția sa de suprafață este considerată a fi în general similară cu compoziția sa în ansamblu. Spectroscopia în infraroșu apropiat a scos la iveală prezența benzilor de absorbție a gheții la lungimi de undă de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 și 3,0 micrometri. Gheața pare să fie omniprezentă pe suprafața Callisto, cu o fracție de masă de 25–50%. Analiza spectrelor de înaltă rezoluție, în infraroșu apropiat și UV obținute de sonda Galileo și de la sol a scos la iveală diverse alte materiale: silicați hidratați cu magneziu și fier, dioxid de carbon, dioxid de sulf, și, eventual, amoniac și diferiți compuși organici. Datele spectrale indică faptul că suprafața lui Callisto este extrem de eterogenă la scară mică. Petice mici și strălucitoare de gheață pură sunt amestecate cu pete dintr-un amestec de rocă-gheață și zone întinse întunecate, făcute dintr-un material fără gheață.
Suprafața callistoană este asimetrică: emisfera anterioarăThe leading hemisphere is the hemisphere facing the direction of the orbital motion; the trailing hemisphere faces the reverse direction. este mai întunecată decât cea posterioară. Acest lucru este diferit pe alți sateliți galileeni, unde este adevărat inversul. Emisfera posterioară a lui Callisto pare să fie îmbogățită în dioxid de carbon, în timp ce emisfera anterioară are mai mult dioxid de sulf. Multe cratere proaspete precum Lofn prezintă, de asemenea, o îmbogățire în dioxid de carbon. În general, compoziția chimică a suprafeței, în special în zonele întunecate, poate fi apropiată de cea observată pe asteroizii de tip D ale căror suprafețe sunt făcute din material carbonic.
Structura interna stanga|miniatura|Model al structurii interne a lui Callisto care arată un strat de gheață la suprafață, un posibil strat de apă lichidă și un interior de rocă-gheață Suprafața cu multe cratere a lui Callisto se află deasupra unei litosfere reci, rigide și înghețate, care are între 80 și 150 km grosime. Un ocean sărat la 150–200 km adâncime se poate afla sub scoarță, indicat de studiile câmpurilor magnetice din jurul lui Jupiter și a sateliților săi. S-a descoperit că Callisto răspunde la câmpul magnetic de fundal al lui Jupiter ca o sferă perfect conducătoare; adică câmpul nu poate pătrunde în interiorul Callisto, sugerând un strat de fluid foarte conductiv în interiorul acestuia cu o grosime de cel puțin 10 km. Existența unui ocean este mai probabilă dacă apa conține o cantitate mică de amoniac sau alt antigel, până la 5% din greutate. În acest caz, stratul de apă+gheață poate avea o grosime de 250–300 km. În lipsa unui ocean, litosfera înghețată poate fi ceva mai groasă, până la aproximativ 300 km.
Sub litosferă și oceanul presupus, interiorul lui Callisto pare să nu fie nici complet uniform, nici deosebit de variabil. Datele sondei Galileo (în special momentul adimensional de inerție The dimensionless moment of inertia referred to is , where is the moment of inertia, the mass, and the maximal radius. It is 0.4 for a homogenous spherical body, but less than 0.4 if density increases with depth. —0,3549±0,0042 — determinat în timpul zborurilor apropiate) sugerează că, dacă Callisto este în echilibru hidrostatic, interiorul său este compus din roci comprimate și gheață, cantitatea de rocă crescând odată cu adâncimea datorită tasării parțiale a constituenților săi. Cu alte cuvinte, Callisto poate fi doar parțial diferențiat. Densitatea și momentul de inerție pentru un Callisto în echilibru sunt compatibile cu existența unui miez mic de silicat în centrul lui Callisto. Raza unui astfel de nucleu nu poate depăși 600 km, iar densitatea poate fi cuprinsă între 3,1 și 3,6 g/ cm3. În acest caz, interiorul lui Callisto ar fi în contrast puternic cu cel al lui Ganymede, care pare a fi complet diferențiat.