Callisto (måne)

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Callisto
Callisto.jpg
Det tungt kratrete terrenget på Callistos anitjovianske halvkule den 25. mai 2001.
Foto: Galileo
Oppdagelse
Oppdaget av Galileo Galilei
Oppdaget 7. januar 1610
Baneparametre
Periapsis 1 869 000 km[a]
Apoapsis 1 897 000 km[b]
Store halvakse 1 882 700 km
0,01259 AE[1]
Eksentrisitet 0,0074[1]
Omløpstid 16,6890184 jorddøgn[1]
Gjennomsnittsfart 8,204 km/s
Inklinasjon 0,192°[c][1]
Moderplanet Jupiter
Fysiske egenskaper
Overflatens areal 7,30E+7 km²[d]
Volum 59 000 000 000 km³[e]
Masse 1,075938E+23 kg[S 1]
Middeltetthet 1,8344 ± 0.0034 g/cm³[S 1]
Gravitasjon ved ekvator 1,235 m/s²
0,126 g[f]
Unnslipningshastighet 2,440 km/s[g]
Aksehelning 0°[S 1]
Albedo 0,22[2]
(geometrisk)
Tilsynelatende størrelsesklasse 5,65[h][3]
Atmosfæriske egenskaper
Sammensetning ~4×108 cm−3 karbondioksid[S 2]
opp til 2×1010 cm−3 molekylær oksygen(O2)[S 3]

Callisto (gresk: Καλλιστώ) eller Jupiter IV er en av Jupiters måner, oppdaget av Galileo Galilei i 1610. Månen er den tredje største månen i solsystemet og den nest største i det jovianske systemet,[i] etter Ganymedes. Callisto er omtrent like stor som planeten Merkur, med 99 % av diameteren, men den har bare en tredjedel av massen. Den er den fjerde av Jupiters galileiske måner etter avstand, med en baneradius på ca. 18 800 000 km.[1] Månen er ikke en del av baneresonansen som påvirker de tre innerste galileiske månene – Io, Europa og Ganymedes – og er derfor ikke utsatt for tidevannsoppvarming.[S 4] Callisto roterer synkront med baneperioden slik at den samme halvkulen alltid vender mot Jupiter. Overflaten er mindre påvirket av Jupiters magnetosfære enn på de andre galileiske månene fordi den går i bane lengre unna.[S 5]

Callisto er sammensatt av omtrentlige like mengder bergarter og iser, med en gjennomsnittlig tetthet på ca. 1,83 g/cm³. Vannholdig is, karbondioksid, silikater og organiske forbindelser er oppdaget spektroskopisk på overflaten. Data fra sonden Galileo avslørte at Callisto kan ha en liten steinete planetkjerne av silikater og muligens underjordiske hav av flytende vann på en dybde av 100–150 km.[S 6][S 7]

Overflaten er svært gammel og har en høy kratertetthet. Den viser ingen tegn til underjordiske prosesser som platetektonikk eller vulkanisme, og det antas at den hovedsakelig har utviklet seg gjennom nedslag.[S 8] Fremtredende formasjoner inkluderer ringstrukturer, variert formete nedslagskratre og kjeder av kratre (catanae) med tilhørende skråninger, åsrygger og avleiringer.[S 8] I en liten skala er overflaten variert og består av små, lyse frostavleiringer på de høyeste nivåene, omgitt av lavtliggende, jevne banker av mørke materialer.[2] Dette antas å være et resultat av sublimasjonsdrevet nedbrytning av små landformer, noe som støttes av den generelle mangelen på små nedslagskratre og tilstedeværelsen av små knotter som anses å være restene av disse.[S 9] Den absolutte alderen til landformene er ikke kjent.

Callisto er omgitt av en ekstremt tynn atmosfære sammensatt av karbondioksid[S 2] og sannsynligvis molekylært oksygen i tillegg til en intens ionosfære.[S 10] Callisto antas å ha blitt dannet av sakte akkresjon fra skiven av gass og støv som omga Jupiter etter dannelsen av planeten.[S 11] Den gradvise akkresjonen og mangelen på tidevannsoppvarming betød at det ikke var tilstrekkelig varme for en rask differensiering. Den sakte konveksjonen i Callistos indre, som oppstod like etter dannelsen, førte til delvis differensiering og muligens til dannelsen av en liten, steinete kjerne og et underjordisk hav.[S 12]

Sannsynligheten for et underjordisk hav åpner muligheten for at Callisto huser liv, selv om forholdene er mer gunstige på Europa.[S 13] Forskjellige romsonder fra Pioneer 10 og 11 til Galileo og Cassini har studert månen. På grunn av de lave strålingsnivåene har Callisto blitt foreslått som egnet for en menneskelig base i en fremtidig utforskning av det jovianske systemet.[4]

Innhold

Oppdagelse og navn[rediger]

Callisto er oppkalt etter en av Zevs' mange elskerinner i den grekse mytologien. Kallisto var en nymfe (eller, i følge noen kilder, datter av Lykaon) som var forbundet med gudinnen for jakt, Artemis.[5] Navnet ble foreslått av Simon Marius kort tid etter oppdagelsen,[6] og han tilskrev forslagene til Johannes Kepler.[5] Navnene på de galileiske månene ble imidlertid tatt ut av bruk en lengre periode, og var ikke vanlig i bruk før på midten av det 20. århundre. I mye av den tidlige astronomiske litteraturen blir Callisto betegnet med romertall, et system som Galileo innførte. Callisto hadde da betegnelsen Jupiter IV, eller «Jupiters fjerde planet».[S 14]

Observasjonshistorie[rediger]

Galileo Galilei, oppdageren av Callisto

Den første rapporterte observasjonen av Callisto og de andre galileiske månene ble gjort av Galileo Galilei 7. januar 1610 ved bruk av refraktorteleskop med 20× forstørrelse ved Universitetet i Padova.[7] På grunn av den lave kraften i teleskopet kunne han ikke skille Io fra Europa før neste dag, 8. januar 1610. Oppdagelsen av de galileiske månene ble publisert i Galileos Sidereus Nuncius i mars 1610.[S 15] I Mundus Jovialis (1614) hevdet Simon Marius å ha oppdaget månene i 1609, én uke før Galilei. Dette var likevel 29. desember 1609 i den julianske kalenderen, og 8. januar 1610 i den gregorianske kalenderen som Galilei brukte.[8] Galilei publiserte arbeidene først, og er kreditert for oppdagelsene.[9]

Bildemosaikk av Callisto, tatt av Voyager 1 den 6. mars 1979

På 1800-tallet ble de galileiske månene brukt til bestemmelsen av lengdegrad,[10] validering av Keplers lover for planetenes bevegelser og bestemmelsen av tiden som kreves for lyset å ferdes mellom Jupiter og jorden.[S 15]

Pioneer[rediger]

Romsondene Pioneer 10s og Pioneer 11s møte med Jupiter på 1970-tallet bidro lite til ny informasjon om Callisto sammenlignet med hva som var kjent gjennom observasjoner fra jorden.[2] De ga likevel de første nærbildene. Pioneer 10 passerte Callisto den 3. desember 1973 i en avstand av 1 392 300 km. Pioneer 11 passerte Callisto den 2. desember 1974 i en avstand av 786 500 km,[11] og gjorde det mulig å beregne massen mer nøyaktig.

Voyager[rediger]

Gjennombruddet kom med forbiflyvningene til Voyager 1 og Voyager 2 i 1979. Voyager 1 passerte 6. mars 1979 i en avstand av 126 400 km.[12] Voyager 2 passerte 8. juli 1979 i en avstand av 214 930 km.[13] De fotograferte mer enn halvparten av Callistos overflate ned til en oppløsning på 1–2 km og målte nøyaktige temperaturer, masse og form.[2]

Foto av Callisto, tatt av Galileo

Galileo[rediger]

Neste runde med utforskning varte fra 1996 til 2001 da Galileo-sonden gjennomførte åtte nære møter med Callisto. De syv første fant sted 4. november 1996 (1 100 km), 25. juni 1997 (416 km), 17. september 1997 (524 km) og 5. mai, 30. juni, 14. august og 16. september 1999.[14] Den siste forbiflyvningen under C30-omløpet den 25. mai 2001 var bare 138 km over overflaten.[15] Banesonden fullførte fotograferingen av overflaten og leverte en rekke bilder med oppløsninger så høye som 15 m av utvalgte områder på Callisto.[S 8]

Cassini-Huygens[rediger]

På sin vei mot Saturn, tok Cassini-sonden i 2000 bilder i det infrarøde spektrum med høy kvalitet av de galileiske månene, inkludert Callisto.[S 16] Den 7. desember 2000 fotograferte den Callisto i en avstand av 1 800 000 km.[16]

New Horizons[rediger]

På sin ferd mot Pluto tok New Horizons nye bilder og spektrum av Callisto i februar-mars 2007.[S 17] Sonden passerte Callisto på sitt nærmeste den 28. februar 2007 i en avstand av 4 156 059 km.[17]

Fremtidige oppdrag[rediger]

En kunstners fremstilling av en base på Callisto[18]

Romsonden Juno ble skutt opp 5. august 2011, og ankommer Jupiter i 2016. Sonden har begrensede avbildningsevner, men har det nær-infrarøde spektrometeret JIRAM. Flere andre oppdrag er også blitt foreslått.

I april 2011 annonserte ESA at de ville utrede et europeisk oppdrag for utforskning av mange av Jupiters måner, etter at et fellesprosjekt med NASA (Europa Jupiter System Mission) ikke kom i stand.[19][20][21] ESA-oppdraget JUICE (JUpiter ICy moon Explorer) vil være basert på det tidligere planlagte Jupiter Ganymede Orbiter.

Mulig kolonisering[rediger]

I 2003 utførte NASA en konseptstudie kalt Human Outer Planets Exploration (HOPE) om en mulig fremtidig utforskning av det ytre solsystemet med mennesker. Målet som ble valgt ut til detaljvurdering var Callisto.[4][S 18]

Det ble foreslått å bygge en overflatebase på Callisto som kunne produsere drivstoff for utforskninger videre utover i solsystemet.[18] Fordelene inkluderer lav stråling (på grunn av avstanden fra Jupiter) og geologisk stabilitet. Den kunne også legge til rette for en undersøkelse av Europa, eller være egnet for en «servicestasjon» for romfartøyer som passerer det jovianske systemet på sin ferd lengre ut i solsystemet. Den kunne da bruke en gravitasjonsslynge fra en nær forbiflyvning av Jupiter etter at den forlot Callisto.[4]

I en rapport fra desember 2003 uttrykte NASA håp om et bemannet oppdrag i 2040-årene.[22]

Omløp og rotasjon[rediger]

Callisto (nederst til venstre), Jupiter (oppe til høyre) og Europa (under og til venstre for Jupiters store røde flekk).
Foto: Cassini

Callisto er den ytterste av de fire galileiske måner. Den går i bane i en avstand av ca. 1 880 000 km (26,3 ganger radien til Jupiter på 71 492 km),[1] betydelig større enn baneradien på 1 070 000 km til den nest nærmeste galileiske månen Ganymedes. Callisto er ikke del av baneresonansen som de tre andre galileiske månene er tidevannslåst i, og har sannsynligvis aldri vært en del av den heller.[S 4]

Som de fleste andre regulære planetariske månene er rotasjonen låst til å være synkron med omløpet.[S 1] Lengden av en dag på Callisto (omløpsperioden) er ca. 16,7 dager på jorden. Banen er noe eksentrisk og inklinert mot den jovianske ekvator, men eksentrisiteten og inklinasjonen endres kvasi-periodisk over århundrer på grunn av gravitasjonell perturbasjon fra solen og planeten. Endringene går henholdsvis mellom 0,0072–0,0076 og 0,20–0,60°,[S 4] og gjør at aksehelningen (vinkelen mellom rotasjonsaksen og baneaksen) varierer mellom 0,4 og 1,6°.[S 19]

Mangelen på tidevannsoppvarming har hatt viktige konsekvenser for den indre strukturen og evolusjonen.[S 20] Fluksen av partikler fra Jupiters magnetosfære er også relativt lav på overflaten – ca. 300 ganger lavere enn på Europa. Derfor har bestråling av ladde partikler hatt liten effekt på overflaten sammenlignet med de andre galileiske månene.[S 5] Strålingsnivået på overflaten tilsvarer ca. 0,01 rem (0,1 mSv) per dag.[23]

Fysiske egenskaper[rediger]

Sammensetning[rediger]

Nær-infrarødt spektrum av mørke kratersletter (rødt) og Åsgard-krateret (blått) som viser mer vannholdig is (absorpsjonsstriper fra 1–2 µm)[S 21] og mindre bergarter i Åsgard.

En gjennomsnittlig tetthet på 1,83 g/cm³[S 1] antyder en sammensetning av tilnærmet like deler av bergarter og vannholdig is, med noen volatile iser som ammoniakk i tillegg.[S 6] Massefraksjonen av is ligger mellom 49–55 %.[S 6][S 12] Bergartene er trolig, liksom L/LL-type kondritter, sammensatt av mindre totalt jern, mindre metallisk jern og mer jernoksider enn H-kondritter. Vektforholdet mellom jern og silikoner er 0,9:1,3, mens det på solen er ca. 1:8.[S 6]

Overflaten har en albedo på ca. 20 %.[2] Overflatesammensetningen antas å være ganske lik sammensetningen som helhet. Nær-infrarød spektroskopi har avslørt absorpsjonsstriper av vannholdig is ved bølgelengder på 1,04, 1,25, 2,0 og 3,0 mikrometer.[2] Vannholdig is synes å være utbredt på overflaten, med en massefraksjon på 25–50 %.[S 7] Analyser av nær-infrarøde og ultrafiolette spektrum fra Galileo og fra bakken har avslørt magnesium- og jern-bærende hydrerte silikater,[2] karbondioksid,[S 16] svoveldioksid,[S 22] og muligens ammoniakk og andre ulike organiske forbindelser.[2][S 7] Spektraldata indikerer at overflaten er ekstremt heterogen i mindre skalaer. Små, lyse flekker av ren vannholdig is er blandet med flekker av steinholdig isblanding og utvidete mørke områder av materialer som ikke er av is.[2][S 8]

Overflaten er asymmetrisk: Den førende halvkulen – som vender mot fartsretningen[j] – er mørkere enn den som vender bort. Hos de andre galileiske månene er det motsatte tilfelle.[2] Den etterfølgende halvkulen[j] er tilsynelatende beriket med karbondioksid, mens den førende halvkulen har mer svoveldioksid.[S 23] Mange nyere nedslagskratre som Lofn viser også berikelse av karbondioksid.[S 23] Samlet kan den kjemiske sammensetningen av overflaten, spesielt i de mørke områdene, være nær den som er observert på D-type-asteroider,[S 8] hvor overflatene er karbonholdig.

Indre struktur[rediger]

Modell av Callistos indre struktur som viser et overflatelag av is, et mulig lag av flytende vann og en kjerne av steinholdig is

Callistos ramponerte overflate ligger på toppen av en kald, stiv og isete litosfære som er 80–150 km tykk.[S 6][S 12] Et salt hav 50–200 km dypt kan ligge under skorpen,[S 6][S 12] og er indikert av studier av magnetfeltene rundt Jupiter og månene.[S 24][S 25] Callisto svarer til Jupiters varierte bakgrunnsmagnetfelt som en perfekt konduktiv sfære; feltet kan ikke trenge inn i månen, og antyder et lag av høyt konduktive væsker på innsiden med en tykkelse på minst 10 km[S 25] Eksistensen av et hav er mer sannsynlig hvis vann inneholder en ligen mengde ammoniakk eller annen kjølevæske, opp til 5 % i vekt.[S 12] I dette tilfellet kan havet være så tykt som 250–300 km.[S 6] Uten et hav vil den isete litosfæren være opp til ca. 300 km.

Under litosfæren og antatte hav fremstår Callistos indre å være verken helt ensartet eller særlig variabelt. Data fra banesonden Galileo[S 1] (spesielt det dimensjonsløse treghetsmomentet[k] – 0,3549 ± 0,0042 – fastsatt under nærpasseringer) antyder at det indre består av komprimert stein og is, med en økende steinmengde med dybden på grunn av delvis bunnsetning av bestandelene.[S 6][S 26] Med andre ord er Callisto bare delvis differensiert. Tettheten og treghetsmomentet er forenelig med eksistensen av en liten kjerne av silikat i sentrum av satellitten. Radiusen av en slik kjerne kan ikke overstige 600 km, og tettheten kan ligge i området 3,1–3,6 g/cm³.[S 1][S 6] Callistos indre står i sterk kontrast til Ganymedes som tilsynelatende er fullt differensiert.[S 7][S 27]

Overflateformasjoner[rediger]

Utdypende artikler: Liste over geologiske formasjoner på Callisto og Liste over kratere på Callisto

Galileo-bilde av de kraterbelagte slettene som illustrerer den utbredte lokale utjevningen av Callistos overflate.

Den gamle overflaten er en av de mest kraterbelagte i solsystemet.[S 28] Tettheten av nedslagskratre er nær en metning, fordi et nytt krater vil tendere til å slette et eldre. Der er ingen store fjell, vulkaner eller andre endogene tektoniske formasjoner.[24] Nedslagskraterene og multi-ring-formasjonene er – sammen med utvalgte brudd, skråninger og avleiringer – de eneste store formasjonene som er funnet på overflaten.[S 8][24]

Overflaten kan deles inn i flere geologisk ulike deler; kraterbelagte sletter, lyse vidder, lyse og mørke jevne sletter og ulike elementer knyttet til spesielt multi-ring-formasjoner og kratre.[S 8][24] De kraterbelagte slettene utgjør mesteparten av arealet og står for de antikke litosfæren, en blanding av is og steinmaterialer. De lyse viddene inkluderer lyse nedslagskratre som Burr og Lofn og de utvaskete restene av gamle, store kratre kalt palimpsest,[l] den sentrale delen av multi-ring-formasjonene, og isolerte flekker på kraterslettene.[S 8] Disse lyse slettene antas å komme fra isnedslag.

De lyse jevne slettene utgjør en liten del av overflaten og finnes i ryggene og trau-sonene til Vallhalla- og Åsgard-formasjonene og som isolerte flekker på de kraterbelagte slettene. Det ble antatt at de var forbundet med endogene aktiviteter, men høyoppløselige bilder fra Galileo viste at de lyse, jevne slettene korrelerer med kraftig oppsprukket og hullete terreng og ikke viser noen tegn til gjenoppbygging av overflaten.[S 8] Galileo-bildene avslørte også små, mørke og glatte områder som utgjør mindre enn 10 000 km² som ser ut til å omgi[m] det omkringliggende terrenget. De er muligvis rester av isvulkaner.[S 8] Både de lyse og de varierte glatte slettene er noe yngre og mindre kraterbelagte enn de kraterbelagte slettene i bakgrunnen.[S 8][25]

Nedslagskrateret Hár med en kuppel i midten. Kjeder med sekundære kratre fra dannelsen av det nyere krateret Tindr vises oppe til høyre ved det tverrskjærende terrenget.

Nedslagskratrenes diameter går fra 0,1 km – en grense definert av bildeoppløsningen – til over 100 km, ikke medregnet de fler-ringete formasjonene.[S 8] Små kratre, med diameter mindre enn 5 km, har flate gulv eller enkle bolleformasjoner. De som er 5–40 km i diameter har vanligvis en topp i midten. Større nedslagsformasjoner, med diameter fra 25–100  har groper i stedet for topper i midten, slik som Tindr-krateret.[S 8] De største kratrene med diametre over 60 km kan sentrale kupler som antas å komme av tektonisk løfting av midten etter et nedslag;[S 8] eksempler inkluderer Doh og Hár-kratrene. Et lite antall svært store – større enn 100 km i diameter – og svært lyse nedslagskratre har en avvikende kuppelgeometri. Disse er uvanlig grunne, og kan være en overgangslandform til de fler-ringete formasjonene, som med nedslagsformasjonen Lofn.[S 8] Kratrene på Callisto er generelt grunnere enn de på månen.

Voyager 1-bilde av Vallhalla, en fler-ringet nedslagsformasjon 3 800 km i diameter

De største nedlagsformasjonene er fler-ringede bassenger.[S 8][24] Det største krateret Valhalla har en lys region i midten som er 600 kilometer i diameter og har ringer som strekker seg så langt som 1 800 kilometer fra midten (se figur).[26] Det nest største krateret Åsgard måler ca. 1 600 kilometer i diameter.[26] De fler-ringete strukturene skyldes trolig konsentrisk oppsprekking av litosfæren under nedslagskratrene. Ringene ligger på et lag av mykt eller flytende materialer, muligens et hav.[S 29] Kraterkjeder – for eksempel Gomul Catena – er lange kjeder med kratre som ligger i rette linjer på overflaten. De ble sannsynligvis dannet av objekter som ble påvirket av tidevannskreftene da de passerte nær Jupiter før nedslaget med på Callisto, eller av skrå nedslag.[S 8] Et historisk eksempel på en slik påvirkning er Shoemaker-Levy 9.

Små flekker av ren vannholdig is med en albedo så høy som 80 % er funnet på overflaten, omgitt av mye mørkere materialer.[2] Galileo-bilder med høy oppløsning viste at de lyse flekkene hovedsakelig er lokalisert på forhøyede formasjoner, typisk på kraterkanter, skråninger, rygger og knotter.[2] Sannsynligvis er de tynne avleiringer av frossent vann. Det mørkere materialet ligger vanligvis i lavere terreng som omgir de lyse formasjonene og er tilsynelatende jevnt. Det danner ofte flekker opp til 5 km på tvers i kraterbunner og i fordypninger.[2]

To jordskred 3–3,5 km lange er synlig på høyre side av gulvene i de to kratrene til høyre

På skalaer under en kilometer er overflaten mer forringet enn overflaten til de andre isete galileiske månene.[2] Typisk er der mangel på små nedslagkratre med diameter mindre enn 1 km sammenlignet med for eksempel de mørke slettene på Ganymedes[S 8] – i stedet for små kratre er små knotter og groper svært utbredt.[2] Knottene antas å være rester av kraterkanter som har blitt forringet av en fremdeles usikker prosess.[S 9] Den mest sannsynlige prosessen er sakte sublimasjon av is, som er mulig ved en temperatur opp til 165 K, som blir nådd ved et punkt hvor solen står rett over.[2] En slik sublimasjon av vann eller andre volatiler fra skitten is som er grunnfjellet forårsaker nedbrytningen. Restene av massen som ikke er is danner skred fra helningene i kraterveggene,[S 9] og slike skred er ofte observert nær og i nedslagskratre.[2][S 8][S 9] Noen ganger er kraterveggene avskåret av slyngete dal-lignende snitt kalt «guilles» som ligner visse overflateformasjoner på Mars.[2] I hypotesen om sublimering av isen er det lavtliggende mørke materialet tolket som et teppe primært bestående av ikke-isholdige rester som stammer fra forringede kraterkanter og som har dekket et tidligere dominerende grunnfjell av is.

Den relative alderen til de ulike overflatedelene kan bestemmes ut i fra tettheten av nedslagskratre. Jo eldre overflaten er, jo tettere ligger kratrene.[S 30] Nøyaktige dateringer er ikke utført, men basert på teoretiske betraktninger antas de kraterbelagte slettene å være ~4.5 milliarder år gamle – datert nesten tilbake til dannelsen av solsystemet. Alderen på de fler-ringede strukturene og nedslagksratrene avhenger av valgte rater for bakgrunnskratre, men de er av ulike forfattere estimert til å variere mellom 1 og 4 milliarder år.[S 8][S 28]

Atmosfære[rediger]

Indusert magnetfelt rundt Callisto

En svært tynn atmosfære av karbondioksid,[S 2] ble oppdaget av Galileos Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) fra dens absorpsjonsfunksjoner nær bølgelengden 4,2 mikrometer. Overflatetrykket er anslått til 7,5×10-12 bar (0,75 µPa) og partikkeltettheten 4×108 cm-3. En så tynn atmosfære vil forsvinne på bare fire dager, og må fornyes konstant, muligvis av en sakte sublimasjon av karbondioksidholdig is fra satellittens isete skorpe,[S 2] som er forenelig med hypotesen om sublimasjonsnedbrytning for dannelsen av knottene på overflaten.

Ionosfære[rediger]

Ionosfæren ble oppdaget under Galileos forbiflyvninger.[S 10] Den høye tettheten av elektroner på 7–17×104 cm−3 kan ikke forklares ved fotoionisering av karbondioksidet i atmosfæren alene. Derfor mistenkes det at atmosfæren domineres av molekylært oksygen – i mengder på 10–100 ganger større enn CO2.[S 3] Oksygen har imidlertid aldri blitt direkte påvist. Observasjoner med Hubble-teleskopet (HST) ga en øvre grense for en mulig konsentrasjon i atmosfæren, som er forenelig med de ionosfæriske målingene.[S 31] På samme tid oppdaget HST kondensert oksygen fanget i Callistos overflate.[S 32]

Opprinnelse og utvikling[rediger]

Den delvise differensieringen (avledet for eksempel fra målinger av treghetsmomentet) betyr at Callisto aldri har blitt tilstrekkelig oppvarmet til å smelte bestanddelene av is.[S 12] Den mest sannsynlige modellen for dannelsen er en sakte akkresjon i den jovianske subtåken – en skive med gass og støv som eksisterte rundt Jupiter etter dannelsen av planeten.[S 11] En slik langvarig akkresjonsprosess muliggjør at avkjølingen stort sett holder tritt med akkumuleringen av varme forårsakes av nedslag, radioaktiv nedbryting og sammentrekning og dermed hindrer smelting og rask differensiering.[S 11] Den mulige tidsskalaen for dannelsen ligger da i området 0,1–10 millioner år.[S 11]

Bilde av eroderende (toppen) og nesten erodert (nederst) isknotter ((~100 m høye), muligvis dannet fra oppvirvlet materiale fra et gammelt krater.

Den videre utviklingen etter akkresjon ble bestemt av balansen mellom radioaktiv oppvarming, kjøling gjennom termisk konduksjon nær overflaten og konveksjon av fast eller subfast fase i det indre.[S 20] Detaljer rundt konveksjonen av den subfaste fasen er den viktigste kilden til usikkerhet i modellene for alle ismånene. Den utvikler seg når temperaturen er tilstrekkelig nær smeltepunktet på grunn av temperaturens avhengighet av is-viskositet.[S 33] Konveksjon av subfaste faser i islegemene er en sakte prosess hvor isen beveger seg i størrelsesorden 1 cm per år, men det er en svært effektiv kjølemekanisme over lange tidsskalaer.[S 33] Den antas å fortsette i det «stillestående lokkregimet», hvor et stivt, kaldt ytre lag av månen leder varme uten konveksjon mens isen under konvekterer i det subfaste regimet.[S 12][S 33] For Callisto tilsvarer det ytre ledende laget den kalde og stive litosfæren med en tykkelse på ca. 100 km. Tilstedeværelsen ville forklare mangelen på tegn til endogen aktivitet på overflaten.[S 33][S 34]

Konveksjonen i de indre delene av Callisto kan være lagdelte fordi under de høye trykkene som finnes der, eksisterer vannholdig is i ulike krystallinske faser, fra is I ved overflaten til is VII i sentrum.[S 20] Den tidlige starten på konveksjon av sub-fast fase i Callistos indre kan ha forhindret en stor issmelting og eventuell differensiering som ellers ville ha dannet en stor kjerne av stein og en mantel av is. På grunn av konveksjonsprosessen har en svært sakte og delvis separasjon og differensiering av bergarter og is i Callisto imidlertid pågått over tidsskalaer på flere milliarder år, og kan være pågående den dag i dag.[S 34]

Vår nåværende forståelse av Callistos utvikling muliggjør eksistensen av et lag, eller «hav», av flytende vann i månens indre. Dette har sammenheng med den unormale oppførselen til smeltetemperaturen til is i I-fase, som synker med trykk og når temperaturer så lave som 251 K ved 2 070 bar (207 MPa).[S 12] I realistiske modeller er temperaturen i lagene mellom 100 og 200 km svær nær, eller noe over, den unormale smeltetemperaturen.[S 20][S 33][S 34] Tilstedeværelsen av selv små mengder ammoniakk – ca. 1–2 vektprosent – garanterer nesten veskens eksistens fordi ammoniakk vil senke temperaturen ytterligere.[S 12]

Selv om hoveddelen av Callistos egenskaper er svært like Ganymedes' hadde den tilsynelatende en mye enklere geologisk historie. Overflaten synes hovedsakelig å ha blitt formet av nedslag og andre eksogene krefter.[S 8] I motsetning til Ganymedes, med sitt grove terreng, er det lite bevis for tektonisk aktivitet på Callisto.[S 7] Forklaringen som har blitt foreslått for forskjellen i den indre oppvarmingen, fullstendig differensiering og geologisk aktivitet mellom Callisto og Ganymedes inkluderer ulikheter i forholdene da de ble dannet,[S 35] høyere oppvarming av Ganymedes på grunn av tidevannskrefter[S 36] og mer tallrike og energetiske nedslag på Ganymedes under det sene tunge bombardementet.[27][28][S 37]

Mulig liv i havet[rediger]

Som med Europa og Ganymedes har det blitt fremmet ideer om ekstraterrestrisk mikrobiologisk liv i et salt hav under Callistos overflate.[S 13] Forholdene fremstår imidlertid som mindre gunstige enn på Europa, hovedsakelig på grunn av manglende kontakt med bergarter og den lavere varmefluksen fra Callistos indre.[S 13] Av alle de galileiske månene er det Europa som har den største sannsynligheten for å kunne støtte mikrobiologisk liv.[S 13][S 38] Vitenskapsmannen Torrence Johnson uttalte følgende om sammenligningen av sannsynligheten for liv på Callisto med de andre galileiske månene:[29]

Sitat Basisingrediensene for liv – det vi kaller 'pre-biotisk kjemi' – er fraværende i mange objekter i solsystemet, slik som kometer, asteroider og ismåner. Biologer tror at flytende vann og energi så trengs for faktisk å støtte liv, så det er spennende å finne andre steder hvor vi kan ha flytende vann. Men, energi er en annen sak, og på nåværende tidspunkt blir ikke Callistos hav varmet opp av radioaktive grunnstoffer, mens Europa har tidevannsenergi også på grunn av den større nærheten til Jupiter.[n] Sitat

Callisto i populærkulturen[rediger]

Wiki letter w.svg Denne seksjonen er en stubb. Du kan bidra med å utvide den.

Callisto har inspirert science fiction forfattere, såvel som tegneserier, kunstere, filmskapere og dataspill. Enkelte romanforfattere har skildret Callisto som åstedet for surrealistiske livsformer. I den korte novellen Beyond the Wall of Sleep (1919) nevner forfatteren H. P. Lovecraft i forbifarten «insekt-filosofene som kravler stolt over den fjerde månen til Jupiter». I fortellingen The Callistan Menace (1940) beskrev Isaac Asimov en atmosfære av karbondioksid rundt Callisto, som er bebodd av store snegler som bruker magnetiske felt for å fange sine byttedyr. I science fiction serien Bio of a Space Tyrant i seks deler fra 1983 til 2006 av Piers Anthony, skildres Callisto som hjemplaneten til Hope Hubris, tyrannen av Jupiter.

I novellen Farmer in the Sky (1953) nevnte Robert A. Heinlein kort at kolonister på Ganymedes hadde begynt arbeidet med å skape en atmosfære på Callisto. I sin short story The Mold of Yancy (1955) beskrev Philip K. Dick en gruppe kolonister på Callisto og nesten konstante radiosendinger av den selvtitulerte offentlige kommentatoren «Yancy», som kommenterer nesten alle sider av kolonistenes dagligliv. I novellesamlingen Callisto series, bestående av åtte noveller fra 1972 til 1978, beskrev Lin Carter en beboelig Callisto. I novellen The Rowan (1990) beskriver Anne McCaffrey et samfunn basert på telepati hvor hovedpersonen bor i en jordformet kuppel på Callisto. Novellen Blue Mars (1996) av Kim Stanley Robinson beskriver en blomstrende koloni på Callisto. I novellen Wheelers (2001) av Ian Stewart og Jack Cohen blir en rekke kulturgjenstander fra en fremmed sivilisasjon funnet på Callisto, like før de galileiske månene begynner å flytte på seg og utløser hendelsesforløpet i historien. The Qiet War (2008) av Paul J. McAuley beskriver Callisto som hjemstedet til en av de tidligste kolonistedene i det «ytre» solsystemet, og månen har også nylig blitt skjenket en genmodifisert biom. Kim Stanley Robinsons Galileo's Dream (2009) er også delvis satt til Callisto, med en stor by bygd omkring de konsentriske sirklene på kjempekrateret Valhalla. Den samme byen omtales kort i hans novelle 2312 fra 2012.

I mangaversjonen av det japanske animerte TV showet Space Battleship Yamato, som inngår i serien Starblazers, reiste Yamato til Callisto under en redningsaksjon, og ble under kodenavnet Argo holdt til fange av Gamilonstyrkene. I tegneserien Superman: World of New Krypton av DC Comics skapte 100000 kryptoniere en antijord som sitt nye hjem. De velger å omdanne Callisto til deres måne for å sørge for tidevannet på deres nye planet.

I den britiske science fiction TV-serien Terrahawks, serie 1, episode 8 (1983), er monsteret «Sporsilla» plassert i en radioovervåkningspost på Callisto. Den kortlevde britiske såpeoperaen Jupiter Moon (1990) var satt til et romuniversitet som kretset rundt Callisto. Den japanske anime og manga Cowboy Bebop (1998) omhandler bl.a. en snøfylt, Sibirlignenede Callisto, fylt med flyktninger og befolket av bare menn.

Noter og referanser[rediger]

Noter
  1. ^ Apoapsis er avledet fra store halvakse (a) og eksentisiteten (e): a(1+e).
  2. ^ Periapsis er avledet fra store halvakse (a) og eksentisiteten (e): a(1-e).
  3. ^ 0,192° mot de lokale Laplace-planene
  4. ^ Overflatearealet er avledet fra radiusen (r): 4\pi r^2.
  5. ^ Volumet er av ledet fra radiusen (r): \frac{4}{3}\pi r^3.
  6. ^ Overflategravitasjonen er avledet fra (m), gravitasjonskonstanten (G) og radiusen (r): \frac{Gm}{r^2}.
  7. ^ Unnslipningshastigheten er avledet fra massen (m), gravitasjonskonstanten (G) og radiusen (r): \textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}
  8. ^ Ved opposisjon.
  9. ^ Joviansk er adjektivformen for guden Jupiter eller planeten Jupiter.
  10. ^ a b Den førende halvkulen er halvkulen som vender mot fartsretningen i banebevegelsen; den etterfølgende hemisfæren vender bort fra fartsretningen.
  11. ^ Det dimensjonsløse treghetsmomentet referert til er I / (mr²), hvor I er treghetsmomentet, m er massen og r den maksimale radien. Den er 0,4 for et homogent sfærisk legeme, men mindre enn 0,4 hvis tettheten øker med dybden.
  12. ^ I tilfellet med ismåner er palimpsests definert som lyse sirkulære overflateformasjoner, sannsynligvis gamle nedslagskratre; se Greeley et al. 2000[S 8]
  13. ^ Her i betydningen å stenge inne, eller gi beskyttelse, som i en bukt
  14. ^ Originalsitat: «The basic ingredients for life—what we call 'pre-biotic chemistry'—are abundant in many solar system objects, such as comets, asteroids and icy moons. Biologists believe liquid water and energy are then needed to actually support life, so it's exciting to find another place where we might have liquid water. But, energy is another matter, and currently, Callisto's ocean is only being heated by radioactive elements, whereas Europa has tidal energy as well, from its greater proximity to Jupiter.»
Sidehenvisningner
  1. ^ a b c d e f g h Anderson (2001), s. 157–161
  2. ^ a b c d Carlson (1999), s. 820–821
  3. ^ a b Liang (2005), s. E02003
  4. ^ a b c Musotto (2002), s. 500–504
  5. ^ a b Cooper (2001), s. 133–159
  6. ^ a b c d e f g h i Kuskov(2005), s. 369–550
  7. ^ a b c d e Showman (1999), s. 77–84
  8. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v Greeley (2000), s. 829–853
  9. ^ a b c d Moore (1999), s. 294–312
  10. ^ a b Kliore (2002), s. 1 407
  11. ^ a b c d Canup (2002), s. 3 404–3 423
  12. ^ a b c d e f g h i Spohn (2003), s. 456–467
  13. ^ a b c d Lipps (2004), s. 10
  14. ^ Barnard (1892), s. 81–85
  15. ^ a b Cruikshank (2007), s. 5–33
  16. ^ a b Brown (2003), s. 461–470
  17. ^ Morring (2007), s. 80–83
  18. ^ Troutman (2003), s. 821–828
  19. ^ Bills (2005), s. 233–247
  20. ^ a b c d Freeman (2006), s. 2–14
  21. ^ Clark (1981), s. 3 087–3 096
  22. ^ Noll (1996), s. 1 852
  23. ^ a b Hibbitts(1998), s. 1 908
  24. ^ Khurana (2000), s. 777–780
  25. ^ a b Zimmer (2000), s. 329–347
  26. ^ Anderson (1998), s. 1 573–1 576
  27. ^ Sohl (2002), s. 104–119
  28. ^ a b Zahnle (1998), s. 202–222
  29. ^ Klemaszewski (2001), s. 1 818
  30. ^ Chapman (1997), s. 1 221
  31. ^ Strobel (2002), s. L51–L54
  32. ^ Spencer (2002), s. 3 400–3 403
  33. ^ a b c d e McKinnon (2006), s. 435–450
  34. ^ a b c Nagel (2004), s. 402–412
  35. ^ Barr (2008), s. 163–177
  36. ^ Showman (1997), s. 93–111
  37. ^ Barr (2010), s. 164–167
  38. ^ François (2005), s. 471–487
Netthenvisninger
  1. ^ a b c d e f Planetary Satellite Mean Orbital Parameters (engelsk). Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Besøkt 18. februar 2012.
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al.. Callisto (engelsk) (PDF). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Besøkt 18. februar 2012.
  3. ^ Classic Satellites of the Solar System (engelsk). Observatorio ARVAL. Besøkt 22. januar 2012.
  4. ^ a b c Trautman, Pat; Bethke, Kristen. Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (engelsk) (PDF). NASA. Besøkt 19. februar 2012.
  5. ^ a b Satellites of Jupiter (engelsk). The Galileo Project. Besøkt 19. februar 2012.
  6. ^ Al Van Helden. Simon Marius (1573-1624) (engelsk). The Galileo Project. Besøkt 19. februar 2012.
  7. ^ Galilei, G. (13. mars 1610). Sidereus Nuncius (engelsk). Besøkt 19. februar 2012.
  8. ^ Van Helden, Albert (14. januar 2004). The Galileo Project / Science / Simon Marius (engelsk). Rice University. Besøkt 28. februar 2012.
  9. ^ Baalke, Ron. Discovery of the Galilean Satellites (engelsk). Jet Propulsion Laboratory. Besøkt 28. februar 2012.
  10. ^ O'Connor, J.J.; Robertson, E.F. (februar 1997). Longitude and the Académie Royale (engelsk). University of St. Andrews. Besøkt 28. februar 2012.
  11. ^ Pioneer 11 (engelsk). Dmuller.net. Besøkt 7. mai 2013.
  12. ^ Callisto - Voyager 1 (engelsk). NASA (3. mars 2003). Besøkt 7. mai 2013.
  13. ^ Voyager 2 (engelsk). Dmuller.net. Besøkt 7. mai 2013.
  14. ^ Galileo (engelsk). Dmuller.net. Besøkt 7. mai 2013.
  15. ^ Galileo's Flyby Reveals Callisto's Bizarre Landscape, 2001 News Release (engelsk). NASA (22. august 2001). Besøkt 7. mai 2013.
  16. ^ When Jupiter Aligns with Europa and Callisto (engelsk) (HTML). CICLOPS Cassini Imaging. Besøkt 5. mai 2013.
  17. ^ New Horizons (engelsk). Dmuller.net. Besøkt 7. mai 2013.
  18. ^ a b Vision for Space Exploration (engelsk) (PDF). NASA. Besøkt 20. februar 2012.
  19. ^ Rincon, Paul (20. februar 2009). Jupiter in space agencies' sights (engelsk). BBC News. Besøkt 12. februar 2012.
  20. ^ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals (engelsk). ESA (21. juli 2007). Besøkt 11. februar 2012.
  21. ^ New approach for L-class mission candidates (engelsk). ESA (19. april 2011). Besøkt 12. februar 2012.
  22. ^ McGuire, Melissa L.; Borowski, Stanley K.; Mason, Lee M.. High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto (engelsk) (PDF). Besøkt 20. februar 2012.
  23. ^ Frederick A. Ringwald (29. februar 2000). SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) (engelsk). California State University, Fresno. Besøkt 19. februar 2012. (Webcite fra 20. september 2009)
  24. ^ a b c d Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R.. Geological map of Callisto (engelsk). Besøkt 20. februar 2012.
  25. ^ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; (12.–16. mars 2001). «Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation» (på engelsk) (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf. Besøkt 22. februar 2012. 
  26. ^ a b Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN (engelsk). U.S. Geological Survey. Besøkt 21. februar 2012.
  27. ^ Baldwin, E. (25. januar 2010). Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy (engelsk) (PDF). Astronomy Now. Besøkt 22. februar 2012.
  28. ^ Barr, A.C.; Canup, R. M. (mars 2010). «Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment» (på engelsk). 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/1158.pdf. Besøkt 22. februar 2012. 
  29. ^ Phillips, T. (23. oktober 1998). Callisto makes a big splash (engelsk). Science@NASA. Besøkt 20. februar 2012.

Litteratur[rediger]

Eksterne lenker[rediger]

Search Wikimedia Commons Wikimedia Commons har multimedieinnhold relatert til: Callisto (måne)
Portalikon Portal:Astronomi

Hentet fra «http://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Callisto_(måne)&oldid=12454257»