Callisto (måne)

Callisto
Det tungt kratrete terrenget på Callistos anitjovianske halvkule i 2001. Foto: Galileo
Oppdagelse
Oppdaget av		Galileo Galilei
Oppdaget		7. januar 1610
Baneparametre
Store halvakse		1 882 700 km 0,012585 AE
Periapsis		1 869 000 km
Apoapsis		1 897 000 km
Eksentrisitet		0,0074
Omløpstid		16,6890184 døgn
Gjennomsnittsfart		8,204 km/s
Inklinasjon		0,192°
Moderplanet		Jupiter
Fysiske egenskaper
Overflatens areal		7,30E+7 km²
Volum		59 000 000 000 km³
Masse		1,075938E+23 kg
Middeltetthet		1,8344 ± 0.0034 g/cm³
Gravitasjon ved ekvator		1,235 m/s² 0,126 g
Unnslipningshastighet		2,440 km/s
Aksehelning		0°
Albedo		0,22 (geometrisk)
Tilsynelatende størrelsesklasse		5,65
Atmosfæriske egenskaper
Sammensetning		~4×108 cm−3 karbondioksid opp til 2×1010 cm−3 molekylær oksygen(O2)

Callisto (gresk: Καλλιστώ) 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, 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. 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. Callisto roterer synkront med baneperioden slik at den samme halvkulen alltid vender mot Jupiter. Callistos overflate er mindre påvirket av Jupiters magnetosfære enn de andre indre månene fordi den går i bane lengre unna.

Callisto er sammensatt av omtrentlige like mengder bergarter og iser, med en gjennomsnittlig tetthet på ca. 1,83 g/cm³. Komponenter oppdaget spektroskopisk på overflaten inkluderer vannholdig is, karbondioksid, silikater og organiske forbindelser. Undersøkelser av Galileo-sonden avslørte at Callisto kan ha en liten planetkjerne av silikater og muligvis underjordiske hav av flytende vann på dyp større enn 100 km.

Overflaten på Callisto 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. Fremtredende formasjoner på overflaten inkluderer ringstrukturer, variert formete nedslagskratre og kjeder av kratre (catanae) med tilhørende skråninger, åsrygger og avleiringer. 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. Dette antas å være et resultat av sublimasjonsdrevet nedbrytning av små landformer, noe som støttes av den generelle mangelen på små nedslagskratre og tilstedeværelsen avmange små knotter som anses å være restene av disse. Den absolutte alderen til landformene er ikke kjent.

Callisto er omgitt av en ekstremt tynn atmosfære sammensatt av karbondioksid og sannynligvis molekylært oksygen i tillegg til en intens ionosfære. Callisto antas å ha blitt dannet av sakte akkresjon fra skiven av gass og støv som omga Jupiter etter dannelsen av planeten. Callistos gradvise akkresjon og mangel på tidevannsoppvarming betød at det ikke var tilstrekkelig varme tilgjengelig for en rask differensiering. Den sakte konveksjonen i Callistos indre, som oppstod like etter dannelsen, førte til delvis differensiering og muligens til dannelsen av et underjordisk hav på en dypde av 100–150 km og en liten, steinete kjerne.

Den sannsynlige tilstedeværelsen av et hav inne i Callisto åpner muligheten for at månen kan huse liv. Forholdene antas imidlertid å være mindre gunstige enn på nærligennde Europa. Forskjellige romsonder fra Pioneer 10 og 11 til Galileo og Cassini har studert månen. På grunn av de lave strålingsnivåene har Callisto i lengre tid blitt ansett som det mest passende stedet for en menneskelig base i en fremtidig utforksning av det jovianske systemet.

Oppdagelse og navn

Callisto ble oppdaget av Galileo i januar 1610 sammen med tre andre store jovianske måner – Ganymedes, Io og Europa. 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. Navnet ble foreslått av Simon Marius kort tid etter oppdagelsen, og han tilskrev forslagene til Johannes Kepler. 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 ed romertall, et system som Galileo innførte. Callisto hadde da betegnelsen Jupiter IV, eller «Jupiters fjerde planet».

Omløp og rotasjon

Callisto (neders til venstre), Jupiter (oppe til høyre) og Europa (under og til venstre for Jupiters store røde flekk).

Foto: Cassini

Callisto er den ytterste av Jupiters 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). Dette er betydelig større enn baneradien på 1 070 000 km til den nest nærmeste galileiske månen Ganymedes. På grunn av denne relativt fjerne banen er ikke Callisto del av baneresonansen som de tre andre galileiske månene er tidevannslåst i, og den har sannsynligvis aldri vært en del av den heller.

Som de fleste andre regulære planetariske månene er Callistos rotasjon låst til å være synkron med omløpet. Lengden av en dag på Callisto, og lengde på en omløpsperiode, 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 en tidsskala på århundrer på grunn av gravitasjonell perturbasjon fra solen og planeten. Endringene går henholdsvis mellom 0,0072–0,0076 og 0,20–0,60°. Disse baneendringene gjør at aksehelningen (vinkelen mellom rotasjonsaksen og baneaksen) varierer mellom 0,4 og 1,6°.

Den dynamiske isoleringen av Callisto betyr at den aldri har blitt tidevannsoppvarmet, noe som hadde viktige konsekvenser for den indre strukutren og evolusjonen. Avstanden fra Jupiter betyr også at fluksen av partikler fra planetens magnetosfære er relativt lav på overflaten – ca. 300 ganger lavere enn for eksempel på Europa. Derfor har bestråling av ladde partikler hatt en relativt liten effekt på Callistos overflate sammenlignet med de andre galileiske månene. Strålingsnivået på overflaten tilsvarer en dose på ca. 0,01 rem (0,1 mSv) per dag.

Fysiske egenskaper

Sammensetning

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

Callistos gjennomsnittlige tetthet på 1,83 g/cm³ antyder en sammensetning av tilnærmet like delere bergarter og vannholdig is, med noen volatile iser som ammoniakk i tillegg. Massefraksjonen av is ligger mellom 49–55 %. Den nøyaktige sammensetningen av Callistos bergarter er ikke kjent, men den er sannsynligvis nær sammensetningen av L/LL-type kondritter som karakteriseres av mindre totalt jern, mindre metallisk jern og mer jernoksider enn H-kondritter. Vektforholdet mellom jern og silikoner er 0,9:1,3 på Callisto, mens det på solen er ca. 1:8.

Overflaten til Callisto har en albedo på ca. 20 %. Overflatesammensetningen antas å være ganske lik sammensetningen som helhet. Nær-infrarød spektroskopi har avslørt tilstedeværelsen av absorpsjonsstriper av vannholdig is ved bølgelengder på 1,04, 1,25, 2,0 og 3,0 mikrometer. Vannholdig is synes å være utbredt på Callistos overflte, med en massefraksjon på 25–50 %. Analyser av nær-infrarøde og ultrafiolette spektrum fra Galileo og fra bakken har avslørt ulike materialer som ikke er is: magnesium- og jern-bærende hydrerte silikater, karbondioksid, svoveldioksid, og muligens ammoniakk og andre ulike organiske forbindelser. Spektraldata indikerer at månens overflte 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.

Callistos overflate er asymmetrisk; Den førende halvkulen – den som vender mot fartsretningen – er mørkere enn den som vender bort. Dette er ulikt de andre galileiske månene hvor det motsatte er tilfelle. Den etterfølgende halvkulen til Callisto er tilsynelatende beriket med karbondioksid, mens den førende halvkulen har mer svoveldioksid. Mange nyere nedslagskratre som Lofn viser også berikelse av karbondioksid. Samlet kan den kjemiske sammensetningen av overflaten, spesielt i de mørke områdene, være nære den som er observert på D-type-asteroider, hvis overflate består av karbonholdig materiale.

Indre struktur

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. Et salt hav 50–200 km dypt kan ligge under skorpen, og er indikert av studier av magnetfeltene rundt Jupiter og månene. Det ble funnet at Callisto svarer til Jupiters varierte bakgrunnsmagnetfelt som en perfekt konduktiv sfære; det vil si, feltet kan ikke trenge inn i månen, noe som antyder et lag av høyt konduktive væsker på innsiden med en tykkelse på minst 10 km Eksistensen av et hav er mer sannsynlig hvis vann inneholder en ligen mengde ammoniakk eller annen kjølevæske, opp til 5 % i vekt. I dette tilfellet kan havet være så tykt som 250–300 km. Uten et hav kan den isete litosfæren bli noe tykkere, 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 (spesielt det dimensjonsløse treghetsmomentet – 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. Med andre ord er Callisto bare delvis differensiert. Tettheten og treghetsmomentet er forenlig 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. Callistos indre står i sterk kontrast til Ganymedes som tilsynelatende er fullt differensiert.

Overflateformasjoner

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

Den gamle overflaten til Callisto er en av de mest kraterbelagte i solsystemet. Faktis er tettheten av nedslagskratre nær en metning i det et nytt krater vil tendere til å slette et eldre et. Geologien i en stor skala er relativt enkel; der er ingen store fjell, vulkaner eller andre endogene tektoniske formasjoner på Callisto. Nedslagskraterene og multi-ring-formasjonene er – sammen med utvalgte brudd, skråninger og avleiringer – de eneste store formasjonene som er funnet på overflaten.

Callistos overflate 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. 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, den sentrale delen av multi-ring-formasjonene, og isolerte flekker på kraterslettene. Disse lyse slettene antas å komme fra isnedslag.

De lyse jevne slettene utgjør en liten del av Callistos overflate of finnes i ryggene og trau-sonene til Vallhalla- og Åsgard-formasjonene og som isolerte flekker på de kraterbelagte slettene. De ble antatt at disse 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. Galileo-bildene avslørte også små, mørke og glatte områder som utgjør mindre enn 10 000 km² som ser ut til å omgi det omkringliggende terrenget. De er muligvis rester av isvulkaner. Både de lyse og de varierte glatte slettene er noe yngre og mindre kraterbelagte enn de kraterbelagte slettene i bakgrunnen.

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 er sett å gå fra 0,1 km – en grense definert av bildeoppløsningen – til over 100 km, ikke medregnet de fler-ringete formasjonene. 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. De største kratrene med diametre over 60 km kan sentrale kupler som antas å komme av tektonisk løfting av midten etter et nedslag; 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. 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 på Callistos overflate er fler-ringede bassenger. Det største av de to enrome kratrene, 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). Det nest største er Åsgard som måler ca. 1 600 kilometer i diameter. De fler-ringete strukturene kommer trolig som et resultat av konsentrisk oppsprekking av litosfæren før nedslagskratrene. Ringene ligger på et lag av mykt eller flytende materialer, muligens et hav. 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. Et historisk eksempel på en slik påvirkning er Shoemaker-Levy 9.

Som nevnt over er små flekker av ren vannholdig is med en albedo så høy som 80 % funnet på Callistos overflate, omgitt av mye mørkere materialer. Galileo-bilder med høy oppløsning viste at de lyse flekkene hovedsakelig er lokalisert på forhøyede formasjoner, typisk på kraterkanter, skråninger, rygger og knotter. 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.

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 Callistos overflate mer forringet enn overflaten til de andre isete galileiske månene. Typisk er der mangel på små nedslagkratre med diameter mindre enn 1 km sammenlignet med for eksempel de mørke slettene på Ganymedes – i stedet for små kratre er små knotter og groper svært utbredt. Knottene antas å være rester av kraterkanter som har blitt forringet av en fremdeles usikker prosess. 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. 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, og slike skred er ofte observert nær og i nedslagskratre. Noen ganger er kraterveggene avskåret av slyngete dal-lignende snitt kalt «guilles» som ligner visse overflateformasjoner på Mars. 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 på Callisto kan bestemmes ut i fra tettheten av nedslagskratre. Jo eldre overflaten er, jo tettere ligger kratrene. Nøyaktige dateringer er ikke utført, men basert på teoretiske betraktninger antas de kraterbelagte slettene å være ~4.5 milliarder år gamel – 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.

Atmosfære og ionosfære

Indusert magnetfelt rundt Callisto

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

Callistos ionosfære ble først oppdaget under Galileos forbiflyvninger. 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 Callistos atmosfære faktisk domineres av molekylært oksygen – i mengder på 10–100 ganger større enn CO₂. Oksygen har imidlertid aldri blitt direkte påvist i Callistos atmosfære. Observasjoner med Hubble-teleskopet (HST) ga en øvre grense for den mulige konsentrasjonen i atmosfæren basert på mangelen av påvisning, som fremdeles er forenlig med de ionosfæriske målingene. På samme tid var HST i stand til å oppdage kondensert oksygen fanget i Callistos overflate.

Opprinnelse og utvikling

Den delvise differensieringen av Callisto (avledet for eksempel fra målinger av treghetsmomentet) betyr at den aldri har blitt tilstrekkelig oppvarmet til å smelte bestanddelene av is. Den mest sannsynlige modellen for dannelsen av månen er derfor en sakte akkresjon i den jovianske subtåken – en skive med gass og støv som eksisterte rundt Jupiter etter dannelsen av planeten. 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. Den mulige tidsskalaen for dannelsen av Callisto ligger da i området 0,1–10 millioner år.

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

Den videre utviklingen til Callisto 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. Detaljer rundt konveksjonen av den subfaste fasen er den viktigste kilden til usikkerhet i modellene for alle ismånene. Den er kjent å utvikle seg når temperaturen er tilstrekkelig nær smeltepunktet på grunn av temperaturens avhengighet av is-viskositet. Konveksjon av subfaste faser i islegemene er en sakte prosess hvor isen beveger seg i størrelsesorden 1 cm per år, men det er faktisk en svært effektiv kjølemekanisme over lange tidsskalaer. Den antas å fortsette i det så kalte stillestående lokkregimet, hvor et stivt, kaldt ytre lag av månen leder varme uten konveksjon mens isen under konvekterer i det subfaste regimet. 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 Callistos overflate.

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. 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 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.

Den nåværende forståelsen 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-fase, som synker med trykk og når temperaturer så lave som 251 K ved 2 070 bar (207 MPa). I alle realistiske modeller av Callisto er temperaturen i lagene mellom 100 og 200 km svær nær, eller noe over, den unormale smeltetemperaturen. Tilstedeværelsen av selv små mengder ammoniakk – ca. 1–2 vektprosent – garanterer nesten at væskens eksistens fordi ammoniakk vil senke temperaturen ytterligere.

Selv om hoveddelen av Callistos egenskaper er svært like Ganymedes' hadde den tilsynelatende en mye enklere geologisk histori. Overflaten synes hovedsakelig å ha blitt formet av nedslag og andre exogene krefter. I motsetning til naboen Ganymedes, med sitt grove terreng, er det lite bevis for tektonisk aktivitet på Callisto. 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, Ganymedes' høyere oppvarming på grunn av tidevannskrefter og de mer tallrike og energetiske nedslagene som Ganymedes ble utsatt for under det sene tunge bombardementet.

Mulighet for liv i havet

Som med Europa og Ganymedes har det blitt fremmet ideer om at ekstraterrestrisk mikrobiologisk liv kan eksistere i et salt hav under Callistos overflate. Forholdene for liv fremstår imidlertid som mindre gunstig på Callisto enn hva det gjør på Europa. De prinsipielle grunnene til det er mangelene på kontakt med bergarter og den lavere varmefluksen fra Callistos indre. Vitenskapsmannen Torrence Johnson uttalte følgende om sammenligningen av sannsynligheten for liv på Callisto med de andre galileiske månene:

	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.

Basert på betraktningene nevnt over og andre vitenskapelige observasjoner, antas det at av alle de galileiske månene er Europa som har den største sannsynligheten for å kunne støtte mikrobiologisk liv.

Utforskning

Pioneer 10 og Pioneer 11s møte med Jupiter tidlig på 1970-tallet bidro ikke til mye ny informasjon om Callisto sammenlignet med hva som allerede var kjent gjennom observasjoner fra jorden. Det virkelige gjennombruddet kom senere med Voyager 1 og 2 sine forbiflyvninger i 1979–1980. De fotograferte mer enn halvparten av Callistos overflate med en oppløsning på 1–2 km og målte nøyaktige temperaturer, masse og form. En andre runde med utforskning varte fra 1994 til 2003 da Galileo-sonden gjennomførte åtte nære møter med Callisto; den siste forbiflyvningen under C30-omløpet i 2001 var så nær månen som 138 km over overflaten. Banesonden til Galileo fullførte fotograferingen av overflaten og leverte en rekke bilder med oppløsninger så høye som 15 m av utvalgte områder på Callisto. I 2000 oppnådde Cassini-sonden, som var på vei mot Saturn, å ta infrarøde spektrum med høy kvalitet av de galileiske månene, inkludert Callisto. På sin ferd mot Pluto tok New Horizons nye bilder og spektrum av Callisto i februar-mars 2007.

En kunstners fremstilling av en base på Callisto

Europa Jupiter System Mission (EJSM) hadde en foreslått oppskytning i 2020 og var et fellesprosjekt mellom NASA og ESA for utforskning av mange av Jupiters måner, inkludert Ganymedes. I februar 2009 ble det også annonsert at ESA og NASA hadde gitt dette oppdraget prioritet foran Titan Saturn System Mission. EJSM bestod av den NASA-ledete Jupiter Europa Orbiter, den ESA-ledete Jupiter Ganymede Orbiter og muligens den JAXA-ledete Jupiter Magnetospheric Orbiter. ESAs bidrag stod overfor finansieringskonkurranse med andre ESA-prosjekter, men i april 2011 uttalte imidlertid ESA at det virket usannsynlig at et felles amerikansk-europeisk oppdrag ville finne sted i begynnelsen av 2020-årene, gitt NASAs budsjett, så ESA vil undersøke muligheten for å fortsette med et europeisk-ledet oppdrag. Det ESA-ledete oppdraget kalles JUICE (JUpiter ICy moon Explorer) og vil være basert på JGO-designet.

Mulig kolonisering

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.

Det ble foreslått at det kunne være mulig å bygge en overflatebase på Callisto som kunne produsere drivstoff for utforskninger videre utover i solsystemet. Fordelene med en base på denne månen inkluderer lav stråling (på grunn av Callistos avstand fra Jupiter) og geologisk stabilitet. Den kunne også legge til rette for en undersøkelse av Europa, eller være et ideelt sted 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.

I en rapport fra desember 2003 uttrykte NASA håp om at et forsøk på et bemannet oppdrag til Callisto kunne være mulig i 2040-årene.

Noter og referanser

Noter

Sidehenvisningner

Netthenvisninger

Litteratur

• Anderson, J.D.: Schubert, G.; Jacobson, R.A.; (1998): «Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto» (engelsk) – Science, bind 280, nr. 5369. Bibcode: 1998Sci...280.1573A.
• Anderson, J.D.;Jacobson, R.A.; McElrath, T.P.; (2001): «Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto» (engelsk) – Icarus, bind 153, nr. 1. Bibcode: 2001Icar..153..157A.
• Barnard, E.E. (1892): «Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter» (engelsk) – Astronomical Journal, bind 12. Bibcode: 1892AJ.....12...81B.
• Barr, A. C.Canup, R. M. (2008-08-03): «Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites» (engelsk) – Icarus, bind 198, nr. 1. Bibcode: 2008Icar..198..163B.
• Barr, A. C.Canup, R. M. (2010-01-24): «Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment» (engelsk) – Nature Geoscience, bind 3, nr. March 2010. Bibcode: 2010NatGe...3..164B.
• Bills, Bruce G. (2005): «Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter» (engelsk) – Icarus, bind 175, nr. 1. Bibcode: 2005Icar..175..233B.
• Brown, R.H.; Baines, K.H.; Bellucci, G.; (2003): «Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter» (engelsk) – Icarus, bind 164, nr. 2. Bibcode: 2003Icar..164..461B.
• Canup, Robin M.Ward; William R. (2002): «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion» (engelsk) – The Astronomical Journal, bind 124, nr. 6. Bibcode: 2002AJ....124.3404C.
• Carlson, R.W. (1999): «A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto» (engelsk) – Science, bind 283, nr. 5403. Bibcode: 1999Sci...283..820C.
• Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al. (1997): «Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results» (engelsk) – Lunar and Planetary Science XXXI.
• Clark, R.N. (10. april 1981): «Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm» (engelsk) – Journal of Geophysical Research, bind 86, nr. B4. Bibcode: 1981JGR....86.3087C.
• Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. (2001): «Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites» (engelsk) – Icarus, bind 139, nr. 1. Bibcode: 2001Icar..149..133C.
• François, Raulin (2005): «Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations» (engelsk) – Space Science Reviews, bind 116, nr. 1–2. Bibcode: 2005SSRv..116..471R.
• Freeman, J. (2006): «Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto» (engelsk) – Planetary and Space Science, bind 54, nr. 1. Bibcode: 2006P&SS...54....2F.
• Greeley, R.; Klemaszewski, J.E.; Wagner, L.; (2000): «Galileo views of the geology of Callisto» (engelsk) – Planetary and Space Science, bind 48, nr. 9. Bibcode: 2000P&SS...48..829G.
• Hibbitts, C.A.; McCord, T.B.; Hansen, G.B. (1998): «Distributions of CO₂ and SO₂ on the Surface of Callisto» (engelsk) – Lunar and Planetary Science XXXI.
• Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. (2001): «Geological Evidence for an Ocean on Callisto» (engelsk) – Lunar and Planetary Science XXXI.
• Kliore, A.J.; Anabtawi, A; Herrera, R.G.; (2002): «Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations» (engelsk) – Journal of Geophysics Research, bind 107, nr. A11. Bibcode: 2002JGRA.107kSIA19K.
• Khurana, K.K. (1998): «Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto» (engelsk) – Nature, bind 395, nr. 6704. Bibcode: 1998Natur.395..777K.
• Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005): «Internal structure of Europa and Callisto» (engelsk) – Icarus, bind 177, nr. 2. Bibcode: 2005Icar..177..550K.
• Liang, M.C.; Lane, B.F.; Pappalardo, R.T.; (2005): «Atmosphere of Callisto» (engelsk) – Journal of Geophysics Research, bind 110, nr. E2. Bibcode: 2005JGRE..11002003L.
• Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004): «Astrobiology of Jupiter's Icy Moons» (engelsk) – Proc. SPIE, bind 5555.
• McKinnon, William B. (2006): «On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto» (engelsk) – Icarus, bind 183, nr. 2. Bibcode: 2006Icar..183..435M.
• Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. (1999): «Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission» (engelsk) – Icarus, bind 140, nr. 2. Bibcode: 1999Icar..140..294M.
• Morring, F. (7. mai 2007): «Ring Leader» (engelsk) – Aviation Week & Space Technology.
• Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002): «Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites» (engelsk) – Icarus, bind 159, nr. 2. Bibcode: 2002Icar..159..500M.
• Nagel, K.aBreuer, D.; Spohn, T. (2004): «A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto» (engelsk) – Icarus, bind 169, nr. 2. Bibcode: 2004Icar..169..402N.
• Noll, K.S. (1996): «Detection of SO₂ on Callisto with the Hubble Space Telescope» (engelsk) – Lunar and Planetary Science XXVIII.
• Showman, A. P.Malhotra, R. (1997-03): «Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede» (engelsk) – Icarus, bind 127, nr. 1. Bibcode: 1997Icar..127...93S.
• Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999): «The Galilean Satellites» (engelsk) – Science, bind 286, nr. 5437.
• Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002): «Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites» (engelsk) – Icarus, bind 157, nr. 1. Bibcode: 2002Icar..157..104S.
• Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. (2002): «Condensed O2 on Europa and Callisto» (engelsk) – The Astronomical Journal, bind 124, nr. 6. Bibcode: 2002AJ....124.3400S.
• Spohn, T.; Schubert, G. (2003): «Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?» (engelsk) – Icarus, bind 161, nr. 2. Bibcode: 2003Icar..161..456S.
• Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. (2002): «Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor» (engelsk) – The Astrophysical Journal, bind 581, nr. 1. Bibcode: 2002ApJ...581L..51S.
• Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 January 2003): «Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)» (engelsk) – American Institute of Physics Conference Proceedings, bind 654.
• Zahnle, K.Dones, L. (1998): «Cratering Rates on the Galilean Satellites» (engelsk) – Icarus, bind 136, nr. 2. Bibcode: 1998Icar..136..202Z.
• Zimmer, C.; Khurana, K.K. (2000): «Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations» (engelsk) – Icarus, bind 147, nr. 2. Bibcode: 2000Icar..147..329Z.

Eksterne lenker

• Callisto Profile hos NASA's Solar System Exploration site (engelsk)
• Callisto page hos The Nine Planets (engelsk)
• Callisto page hos Views of the Solar System (engelsk)
• Callisto Crater Database fra the Lunar and Planetary Institute (engelsk)
• Images of Callisto at JPL's Planetary Photojournal (engelsk)
• Film av Callisto's rotation fra the National Oceanic and Atmospheric Administration (engelsk)
• Callisto map with feature names fra Planetary Photojournal (engelsk)
• Callisto nomenclature og Callisto map with feature names fra USGS planetary nomenclature page (engelsk)
• Paul Schenk's 3D images and flyover videos of Callisto and other outer solar system satellites (engelsk)
• Human Outer Planet Exploration (2003) - NASA (med Callisto-sonder og konsepter for bemannede oppdrag) (engelsk)