Callisto | ||||
---|---|---|---|---|
Satellit | ||||
| ||||
Andre navne | Jupiter IV | |||
Åbning | ||||
Opdager | Galileo Galilei | |||
åbningsdato | 7. januar 1610 [2] | |||
Orbitale egenskaber | ||||
Perihelium | 1.869.000 km | |||
Aphelion | 1.897.000 km | |||
Periovy | 1.869.000 km [b] | |||
Apoiovy | 1.897.000 km [a] | |||
Hovedakse ( a ) | 1.882.700 km [3] | |||
Orbital excentricitet ( e ) | 0,0074 [3] | |||
siderisk periode | 16.6890184 d [3] | |||
Orbital hastighed ( v ) | 8,204 km/s | |||
Tilbøjelighed ( i ) | 0,192° (til det lokale Laplace-fly ) [3] | |||
Hvis satellit | Jupiter | |||
fysiske egenskaber | ||||
Mellem radius | 2410,3 ± 1,5 km (0,378 Jorden) [4] | |||
Overfladeareal ( S ) | 7,30⋅10 7 km 2 (0,143 Jorden) [s] | |||
Volumen ( V ) | 5,9⋅10 10 km 3 (0,0541 Jorden) [d] | |||
Masse ( m ) | 1,075⋅1023 kg ( 0,018 Jorden) [4] | |||
Gennemsnitlig tæthed ( ρ ) | 1,834 4 ± 0,003 4 g/cm3 [ 4 ] | |||
Tyngdeacceleration ved ækvator ( g ) | 1,235 m/s 2 (0,126 g ) [e] | |||
Anden flugthastighed ( v 2 ) | 2.440 km/s [f] | |||
Ækvatorial rotationshastighed | synkroniseret [4] | |||
Rotationsperiode ( T ) | synkroniseret (vendt til Jupiter på den ene side) | |||
Aksehældning | null [4] | |||
Albedo | 0,22 (geometrisk) [5] | |||
Tilsyneladende størrelse | 5,65 ( i opposition ) [6] | |||
Temperatur | ||||
|
||||
overflade ( K ) [5] |
|
|||
Stemning | ||||
Atmosfæretryk | 7,5 pbar [7] | |||
Sammensætning: ~4⋅10 8 cm −3 kuldioxid [7] mere end 2⋅10 10 cm −3 molekylær oxygen (O 2 ) [8] |
||||
Mediefiler på Wikimedia Commons | ||||
Oplysninger i Wikidata ? |
Callisto ( lat. Callisto ; anden græsk Καλλιστώ ) er Jupiters næststørste satellit (efter Ganymedes ), en af de fire galileiske satellitter og den fjerneste blandt dem fra planeten [3] . Det er den tredjestørste måne i solsystemet efter Ganymedes og Titan . Det blev opdaget i 1610 af Galileo Galilei , opkaldt efter karakteren af oldgræsk mytologi - Callisto , Zeus elskerinde .
På grund af det lave niveau af baggrundsstråling i nærheden af Callisto og dens størrelse, foreslås det ofte at etablere en station, der skal tjene til menneskehedens videre udforskning af Jupiter-systemet [ 9] . For 2015 blev størstedelen af viden om denne satellit opnået af Galileo -apparatet ; andre AMS - Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Cassini og New Horizons - studerede satellitten under flyvningen til andre objekter.
Callisto er en synkron satellit : dens rotationsperiode omkring sin akse er lig med dens omløbsperiode, så den vender altid mod Jupiter på den ene side (den er i tidevandsfangst ). Da Callisto ikke er i højfrekvent orbital resonans med andre store satellitter, forårsager forstyrrelser fra Io , Europa , Ganymedes ikke en stigning i excentriciteten af dens bane og fører ikke til tidevandsopvarmning på grund af interaktion med den centrale planet [10] .
Callisto er den tredjestørste måne i solsystemet , og i Jupiters satellitsystem den næststørste efter Ganymedes . Diameteren af Callisto er omkring 99% af diameteren af Merkur , og massen er kun en tredjedel af massen af denne planet. Callisto har en gennemsnitlig massefylde på omkring 1,83 g/cm 3 og består af nogenlunde lige store mængder sten og is. Spektroskopi afslørede vandis , kuldioxid , silikater og organiske stoffer på overfladen af Callisto .
Callisto er mindre påvirket af Jupiters magnetosfære end dens tættere satellitter, fordi den er langt nok væk fra den [11] . Den er dækket af mange kratere , hvilket indikerer dens overflades høje alder. Der er praktisk talt ingen spor af underjordiske processer (f.eks. tektoniske eller vulkanske ), og naturligvis spiller nedslag fra meteoritter og større genstande hovedrollen i dannelsen af relieffet på satellitten [12] . Det mest karakteristiske træk ved overfladen af Callisto er strukturer med flere ringer (" cirkus ") samt et stort antal nedslagskratere af forskellige former, hvoraf nogle danner kæder , og skråninger, højdedrag og aflejringer forbundet med alle disse strukturer [12] . Satellittens lavland er karakteriseret ved et udjævnet landskab og en mørkere farve, mens de øvre dele af højlandet er dækket af skarp rimfrost [5] . Et relativt lille antal små kratere sammenlignet med store, samt en mærkbar forekomst af bakker, indikerer en gradvis udjævning af satellitrelieffet ved sublimeringsprocesser [13] . Den nøjagtige alder af Callisto geostrukturerne er ukendt.
Callisto er omgivet af en ekstremt sjælden atmosfære bestående af kuldioxid [7] og muligvis molekylær oxygen [8] , samt en relativt kraftig ionosfære [14] .
Callisto menes at være blevet dannet ved langsom tilvækst fra en skive af gas og støv, der omgav Jupiter efter dens dannelse [15] . På grund af satellittens lave massevækst og svag tidevandsopvarmning var temperaturen i dens indre utilstrækkelig til deres differentiering. Men kort efter begyndelsen af dannelsen af Callisto begyndte en langsom konvektion inde i den , hvilket førte til delvis differentiering - dannelsen af et hav under overfladen i en dybde på 100-150 km og en lille silikatkerne [16] . Ifølge målinger foretaget ombord på rumfartøjet Galileo overstiger dybden af det underjordiske lag af flydende vand 100 km [17] [18] . Tilstedeværelsen af et hav i Callistos tarme gør denne satellit til et af de mulige steder for tilstedeværelsen af udenjordisk liv . Imidlertid er betingelserne for fremkomst og opretholdelse af liv baseret på kemosyntese mindre gunstige på Callisto end på Europa [19] .
Callisto blev opdaget af Galileo Galilei i januar 1610 sammen med tre andre store Jupitersatellitter ( Io , Europa og Ganymedes ) [2] og modtog sit navn, ligesom andre galilæiske satellitter , til ære for en af den antikke græske gud Zeus' elskede. . Callisto var en nymfe (ifølge andre kilder - datter af Lycaon ), tæt på jagtgudinden Artemis [20] . Navnet på satellitten blev foreslået af Simon Marius kort efter opdagelsen [21] . Marius tilskrev dette forslag til Johannes Kepler [20] . De moderne navne på de galilæiske satellitter fandt dog først udbredt anvendelse i midten af det 20. århundrede. I meget tidlig astronomisk litteratur omtales Callisto som Jupiter IV (ifølge systemet foreslået af Galileo) eller som "Jupiters fjerde satellit" [22] . Adjektivet fra navnet på satellitten vil være "Kallistonian"[ præciser ] [23] .
Flyvningen nær Jupiter i 1970'erne med Pioneer -10 og Pioneer-11 AMS udvidede kun lidt forståelsen af Callistos overflade og indre struktur sammenlignet med, hvad man vidste om den takket være jordbaserede observationer [5] . Et reelt gennembrud var studiet af satellitten af Voyager 1 og 2 rumfartøjerne under deres forbiflyvning af Jupiter i 1979-1980. De fotograferede mere end halvdelen af satellittens overflade med en opløsning på 1-2 km og gjorde det muligt at opnå nøjagtige data om overfladens masse, form og temperatur [5] . Den nye udforskningstid varede fra 1994 til 2003, hvor Galileo - rumfartøjet foretog otte tæt forbiflyvninger af Callisto, og under den sidste forbiflyvning af C30 i 2001 passerede det i en afstand af 138 km fra satellittens overflade. Galileo udførte et globalt fotografi af satellittens overflade og lavede for nogle enkelte regioner en masse fotografier med en opløsning på op til 15 meter [12] . I 2000 modtog Cassini - rumfartøjet, mens det var på flugt til Saturn -systemet , højopløselige infrarøde spektre af Callisto [24] . I februar-marts 2007 modtog rumfartøjet New Horizons , på vej til Pluto , nye billeder og spektre af Callisto [25] .
Foreslået til opsendelse i 2020, Europa Jupiter System Mission (EJSM) er et fælles projekt mellem NASA og ESA for at udforske Jupiters måner og magnetosfære. I februar 2009 bekræftede ESA og NASA, at missionen havde fået højere prioritet end Titan Saturn System Mission [26] . Men da ESA yder samtidig støtte til andre programmer, står det europæiske bidrag til dette program over for økonomiske vanskeligheder [27] . EJSM vil angiveligt bestå af 4 køretøjer: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) og muligvis Jupiter Magnetospheric Orbiter ( JAXA ), samt Jupiter Europa Lander ( FKA ).
Callisto er den yderste af de fire galilæiske måner. Dens kredsløb ligger i en afstand af 1.882.000 km fra Jupiter, hvilket er cirka 26,3 af dens radier (71.492 km) [3] . Dette er betydeligt større end kredsløbsradius for den tidligere galilæiske satellit, Ganymedes, som er 1.070.000 km . På grund af sin relativt fjerne bane er Callisto ikke og var sandsynligvis aldrig i kredsløbsresonans med de tre andre galilæiske måner [10] .
Som de fleste af planeternes almindelige satellitter roterer Callisto synkront med sin egen kredsløbsbevægelse [4] : længden af en dag på Callisto er lig med dens omløbsperiode og er 16,7 jorddage. Satellittens kredsløb har en let excentricitet og hældning i forhold til Jupiters ækvator , som er udsat for kvasi-periodiske ændringer på grund af gravitationsforstyrrelser fra Solen og planeterne gennem århundreder. Omfanget af ændringer er henholdsvis 0,0072-0,0076 og 0,20-0,60° [10] . Disse orbitale forstyrrelser får også rotationsaksens hældning til at variere mellem 0,4° og 1,6° [28] . Callistos afsides beliggenhed fra Jupiter betød, at den aldrig oplevede signifikant tidevandsopvarmning, og dette havde vigtige konsekvenser for satellittens indre struktur og dens geologiske udvikling [29] . Denne afstand fra Jupiter betyder også, at fluxen af ladede partikler, der falder til overfladen af Callisto fra Jupiters magnetosfære , er relativt lav - omkring 300 gange lavere end på Europa . Som følge heraf spillede stråling ikke en vigtig rolle i at forme udseendet af overfladen af denne satellit, i modsætning til andre galilæiske måner [11] . Niveauet af stråling på overfladen af Callisto skaber en ækvivalent dosishastighed på cirka 0,01 rem (0,1 mSv ) pr. dag, det vil sige, at det er praktisk talt sikkert for mennesker [30] .
Den gennemsnitlige tæthed af Callisto er 1,83 g/cm 3 [4] . Dette indikerer, at det består af omtrent lige store mængder vandis og sten og yderligere indeslutninger af frosne gasser [17] . Massefraktionen af is er omkring 49-55% [16] [17] . Den nøjagtige sammensætning af satellittens stenede komponent kendes ikke, men den er sandsynligvis tæt på den for almindelige L/LL-klasse kondritter, som har et lavere totalt jernindhold, en lavere procentdel af metallisk jern og en højere procentdel af jernoxider sammenlignet med til klasse H kondritter. Masseforholdet mellem jern og silicium i Callisto er i området 0,9-1,3 (for eksempel på Solen er dette forhold omtrent lig med 1:8) [17] .
Callistos overfladealbedo er cirka 20 % [5] . Det antages, at sammensætningen af dens overflade er omtrent den samme som dens sammensætning som helhed. Dens spektre i det nære infrarøde område viser absorptionsbånd af vandis ved bølgelængder på 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 og 3,0 mikrometer [5] . Tilsyneladende findes vandis på overfladen af Callisto overalt; dens massefraktion er fra 25 til 50 % [18] . Analyse af højopløselige nær-infrarøde og ultraviolette spektre opnået af Galileo -rumfartøjet og jordbaserede instrumenter afslørede en betydelig mængde andre stoffer: hydratiserede silikater indeholdende magnesium og jern [5] , kuldioxid [24] , svovldioxid [32] , og også sandsynligvis ammoniak og forskellige organiske forbindelser [5] [18] . Resultaterne af missionen indikerer tilstedeværelsen af nogle tholiner på overfladen [33] . Derudover indikerer de spektrale data en stærk småskala inhomogenitet af satellittens overflade. Små lyse pletter af ren vandis er kaotisk blandet med områder dækket af en blanding af sten og is og med store mørke områder dækket af ikke-glaciale klipper [5] [12] .
Overfladen af Callisto er asymmetrisk: den forreste halvkugle [g] er mørkere end den bagerste. På de andre galileiske satellitter er situationen omvendt [5] . Den bagerste halvkugle [g] ser ud til at være rig på kuldioxid, mens den førende halvkugle har mere svovldioxid [34] . Mange relativt unge nedslagskratere (som Adlinda-krateret ) er også beriget med kuldioxid [34] . Generelt er den kemiske sammensætning af overfladen af Callisto, især dens mørke områder, højst sandsynligt tæt på den af D-klasse asteroider [12] , hvis overflade består af kulstofholdigt stof.
Overfladelaget af Callisto, der er stærkt krateret, hviler på en kold og hård iskolt lithosfære , hvis tykkelse, ifølge forskellige skøn, varierer fra 80 til 150 km [16] [17] . Hvis undersøgelser af magnetfelterne omkring Jupiter og dens satellitter blev fortolket korrekt, så kan der under isskorpen være et salt hav på 50-200 km dyb [16] [17] [35] [36] . Det blev fundet, at Callisto interagerer med Jupiters magnetfelt som en velledende kugle: Feltet kan ikke trænge ind i satellittens indre, hvilket indikerer tilstedeværelsen af et kontinuerligt lag af elektrisk ledende væske, der er mindst 10 km tyk [36] . Havets eksistens bliver mere sandsynligt, hvis vi antager tilstedeværelsen i det af en lille mængde (op til 5 vægtprocent) ammoniak eller anden frostvæske [16] . I dette tilfælde kan havets dybde nå op til 250-300 km [17] . Litosfæren, der hviler over havet, kan være noget tykkere - op til 300 km.
Undergrunden af Callisto, der ligger under lithosfæren og det foreslåede hav, synes hverken at være fuldstændig homogen eller fuldstændig lagdelt, men er en blanding af stoffer med en gradvis stigning i andelen af silikater med dybde. Dette er angivet ved den lave værdi af inertimomentet [h] for satellitten (ifølge Galileo [4] er det (0,3549 ± 0,0042) × mr 2 ) [17] [37] . Med andre ord er Callisto kun delvist differentieret . Værdierne for tæthed og inertimoment er i overensstemmelse med tilstedeværelsen af en lille silikatkerne i midten af satellitten. Under alle omstændigheder kan radius af en sådan kerne ikke overstige 600 km, og dens tæthed kan variere fra 3,1 til 3,6 g/cm 3 [4] [17] . Callistos tarme er således slående anderledes end Ganymedes tarme , som tilsyneladende er fuldstændig differentierede [18] [38] .
Den ældgamle overflade af Callisto er en af de mest kraterede i solsystemet [39] . Tætheden af kratere på satellittens overflade er så stor, at næsten alle nye nedslagskratere overlapper et gammelt eller ligger så tæt på et naboskab, at det ødelægger det. Callistos geologi i stor skala er forholdsvis enkel: der er ingen store bjerge, vulkaner eller lignende endogene tektoniske strukturer på månen [40] . Nedslagskratere og flerringede strukturer er sammen med tilhørende forkastninger, skår og aflejringer de eneste større geostrukturer, der er synlige på overfladen [12] [40] .
Overfladen af Callisto kan opdeles i følgende geologisk adskilte områder: kraterede sletter, lyse sletter, lyse og mørke glatte sletter og forskellige områder forbundet med nedslagskratere og dele af flerringede geostrukturer. [12] [40] Kraterfyldte sletter dækker det meste af månens overflade, og disse er de ældste dele af den. De er dækket af en blanding af is og sten. Lyse sletter er ikke så almindelige. De omfatter lyse nedslagskratere som Bur og Lofn , såvel som spor af ældre og større kratere kendt som palimpsests , [i] centrale regioner af multi-ring geostrukturer og isolerede områder på kraterede sletter [12] . Det menes, at de lette sletter er dækket af iskolde udstødninger af stødoprindelse . Lyse, flade sletter er sjældne på overfladen af Callisto og findes hovedsageligt i området med lavninger og furer nær Valhalla og Asgard eller i nogle områder med kraterfyldte sletter. Oprindeligt menes at være relateret til endogen satellitaktivitet, højopløsningsfotografier taget af Galileo viser, at de lyse og glatte sletter er forbundet med revnede og ujævne overflader og viser ingen tegn på tektonisk eller vulkansk oprindelse. [12] Galileo-billederne afslørede også små, mørke, flade områder på mindre end 10.000 km 2 i størrelse , der omgiver det mere barske terræn. Måske er de dækket af udkast fra kryovulkaner [12] . Da tætheden af kratere i flade områder er under baggrunden, må disse områder være relativt unge [12] [41] .
De største geostrukturer på Callisto er de flerringede bassiner , nogle gange omtalt som amfiteatre eller cirques på grund af deres udseende. [12] [40] Den største af disse er Valhalla , med et lyst centralt område på 600 km i diameter omgivet af koncentriske ringe op til 1800 km i radius [42] . Den næststørste cirkelstruktur, Asgard , er cirka 1600 km på tværs [42] . Multiringstrukturer er sandsynligvis dannet af forkastninger i litosfæren, der ligger på løse eller flydende lag (evt. på havet) efter kollisioner med store himmellegemer [23] . Også på overfladen af Callisto er der kæder af nedslagskratere (nogle gange fusioneret med hinanden). De er sandsynligvis opstået fra kollisionen med Callisto af resterne af genstande, der, efter at de var kommet for tæt på Jupiter - selv før deres kollision med Callisto - blev ødelagt af tidevandskræfter. Det er også muligt, at kæderne blev dannet under blide tangentielle kollisioner med gradvis ødelæggelse af faldende kroppe. [12] [43] I sidstnævnte tilfælde kan deres ødelæggelse skyldes deres interaktion med uregelmæssighederne i satellittens topografi, eller være resultatet af en kombination af tidevandsvirkningen af Callisto og centrifugalkræfter på grund af deres egen rotation (se også asteroiders satellitter ).
Almindelige nedslagskratere, der er synlige på satellitten, i størrelse fra 0,1 km (denne grænse bestemmes af opløsningen af rumfartøjskameraer) til 200 km [12] . Små kratere, mindre end 5 km i diameter, er skålformede med en konkav eller flad bund. Kratere i størrelse fra 5 til 40 km har normalt en central høj. Større kratere (25-100 km store) har i stedet en central grube, såsom Tyndrus- strukturen [12] . De største kratere (med dimensioner fra 60 km) kan have en slags "kupler" i midten, som er en konsekvens af tektonisk løft efter en kollision (f.eks. Doh og Khar ). [12]
Som nævnt ovenfor blev små områder med ren vandis med en albedo over 80%, omgivet af mørkere stof, fundet på overfladen af Callisto. [5] Højopløselige fotografier taget af Galileo - rumfartøjet viste, at disse lyse områder overvejende er placeret i højere højder - på kraterrygge, afsatser, højdedrag og knolde. [5] De er sandsynligvis dækket af tynde aflejringer af vandfrost. Mørkt stof findes normalt i det omkringliggende lavland og fremstår relativt glat og jævnt. Den danner ofte områder op til 5 km på tværs i bunden af kratere og i interkraterfordybninger. [5]
På skalaer på mindre end en kilometer udjævnes relieffet af Callisto af erosion mere end relieffet fra de andre iskolde galilæiske måner [5] . Koncentrationen af små nedslagskratere (mindre end 1 km i diameter) er der mindre end for eksempel på Ganymedes mørke sletter [12] . I stedet for små kratere er små bakker og lavninger næsten overalt synlige [5] . Det menes, at bakkerne er rester af kraterrygge ødelagt af processer, der endnu ikke er helt klare [13] . Den mest sandsynlige årsag til dette fænomen er den langsomme sublimering af is på grund af solopvarmning (på dagsiden når temperaturen 165 K ) [5] . Sublimering af vand eller andre flygtige forbindelser fra den "snavsede is", der udgør kanterne af kratere, forårsager deres ødelæggelse, og kanternes ikke-iskomponenter danner kollaps [13] . Sådanne kollaps, der ofte observeres både tæt på kratere og inde i dem, kaldes " affaldsforklæde " i den videnskabelige litteratur [5] [12] [13] . Nogle gange skæres kratervæggene af de såkaldte "kløfter" - snoede furer, som har analoger på Mars [5] . Hvis hypotesen om issublimering er korrekt, så består de mørke områder af overfladen, der ligger i lavlandet, af klipper, der overvejende er fattige på flygtige stoffer, som blev taget fra de ødelagte aksler, der omgiver kraterne og dækkede den iskolde overflade af Callisto.
Den omtrentlige alder af områder af overfladen af Callisto bestemmes af tætheden af deres krater. Jo ældre overfladen er, jo tættere er den krateret [44] . Der er ingen absolutte dateringer af Callistos landformer, men ifølge teoretiske skøn er de kraterede sletter for det meste omkring 4,5 milliarder år gamle, hvilket er cirka solsystemets alder. Estimatet af alderen af multiringstrukturer og forskellige nedslagskratere afhænger af den accepterede værdi af kraterhastigheden og estimeres af forskellige forfattere fra 1 til 4 Ga . [12] [39]
Callisto viste sig at have en ekstremt sjælden atmosfære af kuldioxid. [7] Det blev fanget af Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) ombord på Galileo-rumfartøjet som en absorptionslinje ved en bølgelængde på 4,2 mikrometer . Overfladetrykket er estimeret til cirka 7,5 ⋅10 −12 bar (0,75 µPa ) og partikelkoncentrationen til 4⋅10 8 partikler/cm 3 . Uden genopfyldning ville en sådan atmosfære gå tabt på 4 dage (se Dissipation af planetariske atmosfærer ), hvilket betyder, at den konstant genopfyldes - tilsyneladende på grund af sublimeringen af frossen kuldioxid, [7] hvilket stemmer overens med hypotesen om nedbrydning af kratervæggene på grund af sublimering af is.
Ionosfæren nær Callisto blev også opdaget netop under forbiflyvningen af rumfartøjet Galileo ; [14] og dens høje elektrontæthed (7–17⋅10 4 cm – 3 ) kan ikke forklares ved fotoionisering af atmosfærisk kuldioxid alene. Dette er grundlaget for antagelsen om, at atmosfæren i Callisto faktisk hovedsageligt består af molekylær oxygen , og dens massefraktion er 10-100 gange større end andelen af kuldioxid [8] .
Direkte observationer af ilt i atmosfæren i Callisto er dog endnu ikke tilgængelige (fra 2012). Observationer fra Hubble (HST) gjorde det muligt at etablere en øvre grænse for dens koncentration, som er i overensstemmelse med Galileo-satellittens data på ionosfæren [45] . Samtidig påviste HST kondenseret ilt på overfladen af Callisto [46] .
Den svage differentiering af Callisto, som er angivet ved målinger af inertimomentet , betyder, at satellitten aldrig er blevet opvarmet til temperaturer, der er tilstrækkelige til at smelte isen, som udgør en stor del af den [16] . Derfor er det højst sandsynligt, at satellitten blev dannet under den langsomme tilvækst af de ydre lag af en fordærvet gas- og støvtåge , der omgav Jupiter under dens dannelse [15] . Varmen genereret af sammenstød, radioaktivt henfald og komprimering af satellitten, med en ret langsom ophobning af stof, blev med succes fjernet ud i rummet, hvilket forhindrede issmeltning og hurtig adskillelse af stoffer med forskellig tæthed [15] . Formodentlig er satellitten dannet over en periode på 0,1-10 millioner år [15] .
Den videre udvikling af Callisto efter tilvækst blev bestemt ved radioaktiv opvarmning, afkøling af overfladen gennem strålingsoverførsel , samt konvektion af fast eller halvfast stof i dets dybder [29] . Da blandingen af de indre lag på grund af temperaturafhængigheden af isens viskositet kun bør begynde ved en temperatur tæt på dens smeltetemperatur , er halvfast konvektion et af hovedproblemerne ved modellering af det indre af alle iskolde satellitter, inklusive Callisto. [47] Denne proces er usædvanlig langsom, med en isbevægelseshastighed på ≈1 cm /år, men på trods af dette er det en effektiv kølemekanisme over lange perioder. [47] Gradvist går processen over i den såkaldte "lukket låg-tilstand", når satellittens stive og kolde ydre lag leder varme uden konvektion, mens isen under den er i en tilstand af halvfast konvektion. [16] [47] I tilfældet med Callisto er det ydre ledende niveau en hård og kold litosfære på omkring 100 km tyk, som effektivt forhindrer ydre manifestationer af tektonisk aktivitet på satellitten. [47] [48] Konvektion i Callistos tarme kan være på flere niveauer på grund af forskellige krystallinske faser af vandis i forskellige dybder: på overfladen, ved minimum temperatur og tryk, er den i fase I , mens den i de centrale områder bør være i fase VII . [29] Den tidlige begyndelse af halvfast konvektion i det indre af Callisto kan have forhindret storskala issmeltning og efterfølgende differentiering , der ellers ville have dannet en stenet kerne og iskolde kappe. Men den meget langsomme differentiering af Callistos tarme har stået på i milliarder af år og fortsætter måske den dag i dag. [48]
Aktuelle ideer om Callistos historie tillader eksistensen af et underjordisk hav af flydende vand. Dette skyldes den unormale opførsel af smeltetemperaturen for is I, som falder med trykket og når en temperatur på 251 K ved 2070 bar (207 MPa ) [16] . I alle plausible modeller er temperaturer mellem 100 og 200 km meget tæt på eller lidt over denne værdi [29] [47] [48] . Tilstedeværelsen af selv små mængder ammoniak - selv omkring 1-2 vægt% - garanterer praktisk talt eksistensen af et væskelag, fordi ammoniak sænker smeltepunktet yderligere [16] .
Selvom Callisto ligner - i hvert fald i volumen og masse - Ganymedes , havde hun en meget enklere geologisk historie. Callistos overflade blev hovedsageligt dannet af kollisioner og andre ydre kræfter [12] . I modsætning til nabolandet Ganymedes med dens furede overflader, viser den kun få tegn på tektonisk aktivitet [18] . Disse forskelle mellem Callisto og Ganymedes forklares af forskellige dannelsesbetingelser [49] , stærkere tidevandsopvarmning af Ganymedes [50] eller en større indflydelse fra sent tungt bombardement [51] [52] [53] . Callistos relativt simple geologiske historie tjener som udgangspunkt for planetforskere, når de sammenlignes med mere komplekse og aktive objekter. [atten]
Som med Europa og Ganymedes er ideen om muligheden for ekstraterrestrisk mikrobiel liv i Callistos underjordiske hav populær. [19] Leveforholdene på Callisto er dog noget værre end på Europa eller Ganymedes. Hovedårsagerne er: utilstrækkelig kontakt med sten og lav varmestrøm fra satellittens indre. [19] Videnskabsmanden Torrance Johnson havde dette at sige om forskellen i levevilkårene på Callisto fra resten af de galilæiske måner: [54]
De vigtigste komponenter, der er vigtige for livets fremkomst - kaldet "præbiotisk kemi" - findes i mange objekter i solsystemet, såsom kometer, asteroider og iskolde satellitter . Biologer er enige om, at en energikilde og flydende vand er en forudsætning for liv, så det ville være interessant at finde vand i flydende form uden for Jorden. Men tilstedeværelsen af en kraftig energikilde er også vigtig, og i øjeblikket opvarmes Callistos hav kun på grund af radioaktivt henfald, mens Europas hav også opvarmes af tidevandskræfter på grund af dets nærhed til Jupiter.
Baseret på disse og andre overvejelser menes Europa at have den bedste chance for at opretholde liv, i det mindste mikrobielt, af alle de galilæiske måner. [19] [55]
Siden 1980'erne er Callisto blevet betragtet som et attraktivt mål for bemandet rumflyvning efter en lignende mission til Mars på grund af dens placering uden for Jupiters strålingsbælte [57] . I 2003 gennemførte NASA en konceptuel undersøgelse kaldet Human Outer Planets Exploration (HOPE- Rus. Hope ), som overvejede fremtiden for menneskers udforskning af det ydre solsystem . Et af målene, der blev overvejet i detaljer, var Callisto [9] [58] .
Det blev foreslået i fremtiden at bygge en station på satellitten til behandling og produktion af brændstof fra den omgivende is til rumfartøjer på vej til at udforske fjernere områder af solsystemet, derudover kunne is også bruges til at udvinde vand [56 ] . En af fordelene ved at etablere en sådan station på Callisto er det lave niveau af stråling (på grund af afstanden fra Jupiter) og geologisk stabilitet. Fra overfladen af satellitten ville det være muligt på afstand, næsten i realtid, at udforske Europa , samt skabe en mellemstation på Callisto til at betjene rumfartøjer på vej til Jupiter for at udføre en gravitationsmanøvre for at flyve til de ydre områder af solsystemet [9] . Undersøgelsen kalder EJSM-programmet en forudsætning for bemandet flyvning. Det menes, at et til tre interplanetariske skibe vil gå til Callisto, hvoraf det ene vil bære besætningen, og resten - en jordbase, en anordning til at udvinde vand og en reaktor til at generere energi. Anslået varighed af ophold på satellittens overflade: fra 32 til 123 dage; selve flyvningen menes at tage mellem 2 og 5 år.
Den førnævnte NASA-rapport fra 2003 foreslog, at en bemandet mission til Callisto ville være mulig i 2040'erne, og nævnte også teknologier, der skal udvikles og testes før den dato, sandsynligvis før og under bemandede missioner til Månen og Mars [59] [60] .
Ordbøger og encyklopædier | |
---|---|
I bibliografiske kataloger |
Jupiters måner | |||||
---|---|---|---|---|---|
Interne satellitter | |||||
Galileiske satellitter | |||||
Himalia gruppe | |||||
Ananke Gruppen | |||||
Karme Gruppen | |||||
Pasife gruppe | |||||
isolerede satellitter |
| ||||
Liste i grupper i stigende rækkefølge af kredsløbets semi-hovedakse |
Satellitter i solsystemet | |
---|---|
over 4000 km | |
2000-4000 km | |
1000-2000 km | |
500-1000 km | |
250-500 km | |
100-250 km |
|
50-100 km | |
Af planeter (og dværge ) |
Jupiter | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Egenskaber | |||||||
satellitter |
| ||||||
Forskning | |||||||
Andet | |||||||
se også Kategori:Jupiter solsystem |
solsystem | |
---|---|
Central stjerne og planeter | |
dværgplaneter | Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Pistol-pistol 2002 MS 4 |
Store satellitter | |
Satellitter / ringe | Jord / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater Spækhugger quawara |
Først opdagede asteroider | |
Små kroppe | |
kunstige genstande | |
Hypotetiske objekter |
|
atmosfærer | |
---|---|
Atmosfærer af stjerner | Sol |
planetariske atmosfærer | |
Atmosfærer af satellitter | |
dværgplaneter | |
exoplaneter | |
se også |