Callisto | ||||
---|---|---|---|---|
Műhold | ||||
Callisto erősen kráteres anti-joviánus féltekéje. A fotót 2001-ben a NASA Galileo űrszondája készítette. A kép jobb felső sarkában egy nagy gyűrűrészlet látható Asgard , alatta és a középponttól jobbra egy radiális sugarakkal rendelkező krátert Brannak hívják [ 1] | ||||
Más nevek | Jupiter IV | |||
Nyítás | ||||
Felfedező | Galileo Galilei | |||
nyitás dátuma | 1610. január 7. [2] | |||
Orbitális jellemzők | ||||
Napközel | 1.869.000 km | |||
Aphelion | 1.897.000 km | |||
Periovy | 1 869 000 km [b] | |||
Apoiovy | 1 897 000 km [a] | |||
főtengely ( a ) | 1 882 700 km [3] | |||
Orbitális excentricitás ( e ) | 0,0074 [3] | |||
sziderikus időszak | 16,6890184 d [3] | |||
Keringési sebesség ( v ) | 8,204 km/s | |||
dőlés ( i ) | 0,192° (a helyi Laplace-síkhoz képest ) [3] | |||
Kinek a műholdja | Jupiter | |||
fizikai jellemzők | ||||
Közepes sugár | 2410,3 ± 1,5 km (0,378 Föld) [4] | |||
Felületi terület ( S ) | 7,30⋅10 7 km 2 (0,143 Föld) [s] | |||
kötet ( V ) | 5,9⋅10 10 km 3 (0,0541 Föld) [d] | |||
Tömeg ( m ) | 1,075⋅1023 kg ( 0,018 Föld) [4] | |||
Átlagsűrűség ( ρ ) _ | 1,834 4 ± 0,003 4 g/cm3 [ 4 ] | |||
Gravitációs gyorsulás az egyenlítőn ( g ) | 1,235 m/s 2 (0,126 g ) [e] | |||
Második menekülési sebesség ( v 2 ) | 2,440 km/s [f] | |||
Egyenlítői forgási sebesség | szinkronizált [4] | |||
Forgási periódus ( T ) | szinkronizált (az egyik oldalon a Jupiter felé fordulva) | |||
Tengelydőlés | null [4] | |||
Albedo | 0,22 (geometriai) [5] | |||
Látszólagos nagyságrend | 5,65 ( ellenzékben ) [6] | |||
Hőfok | ||||
|
||||
felület ( K ) [5] |
|
|||
Légkör | ||||
Légköri nyomás | 7,5 pbar [7] | |||
Összetett: ~4⋅10 8 cm −3 szén-dioxid [7] több mint 2⋅10 10 cm −3 molekuláris oxigén (O 2 ) [8] |
||||
Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon | ||||
Információ a Wikidatában ? |
A Callisto ( lat. Callisto ; más görögül Καλλιστώ ) a Jupiter második legnagyobb műholdja ( Ganümédész után ), egyike a négy galileai műholdnak, és közülük a legtávolabb van a bolygótól [3] . Ez a harmadik legnagyobb hold a Naprendszerben a Ganümédész és a Titán után . Galileo Galilei fedezte fel 1610 - ben , az ókori görög mitológia karakteréről -- Callistoról , Zeusz szeretőjéről nevezték el .
A Callisto környéki háttérsugárzás alacsony szintje és mérete miatt gyakran javasolják egy olyan állomás létesítését, amely a Jupiter-rendszer emberiség általi további feltárását szolgálja [9] . 2015-ben a műholddal kapcsolatos ismeretek nagy részét a Galileo -készülék szerezte meg ; más AMS - Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Cassini és New Horizons - tanulmányozta a műholdat a repülés közben más objektumok felé.
A Callisto egy szinkron műhold : a tengelye körüli forgási periódusa megegyezik a keringési periódusával, tehát mindig az egyik oldalon néz a Jupiterrel ( apály befogásban van ). Mivel a Callisto nincs nagyfrekvenciás keringési rezonanciában más nagy műholdakkal, az Io , Europa és Ganymede felől érkező zavarok nem növelik pályája excentricitását , és nem vezetnek árapály-melegedéshez a központi bolygóval való kölcsönhatás miatt [10] .
A Callisto a harmadik legnagyobb hold a Naprendszerben , és a Jupiter műholdrendszerében, a Ganymedes után a második legnagyobb hold . A Callisto átmérője a Merkúr átmérőjének körülbelül 99%-a , tömege pedig csak egyharmada a bolygó tömegének. A Callisto átlagos sűrűsége körülbelül 1,83 g/cm 3 , és nagyjából egyenlő mennyiségű kőből és jégből áll. A spektroszkópia vízjeget , szén-dioxidot , szilikátokat és szerves anyagokat tárt fel a Callisto felszínén .
Callistóra kevésbé van hatással a Jupiter magnetoszférája, mint a közelebbi műholdakra, mert elég távol van tőle [11] . Sok kráter borítja , ami felszínének nagy korát jelzi. Gyakorlatilag nincs nyoma felszín alatti folyamatoknak (például tektonikus vagy vulkáni ), és nyilvánvalóan a meteoritok és nagyobb objektumok becsapódása játssza a főszerepet a műhold domborzatának kialakulásában [12] . A Callisto felszínének legjellemzőbb jellemzője a többgyűrűs szerkezetek (" cirkuszok "), valamint a nagyszámú , különböző formájú becsapódási kráter , amelyek közül néhány láncot alkot , és mindezekhez a struktúrákhoz kapcsolódó lejtőket, gerinceket és lerakódásokat. [12] . A műhold síkvidékét simított táj és sötétebb szín jellemzi, míg a felföld felső részeit élénk dér borítja [5] . A kis kráterek viszonylag kis száma a nagyokhoz képest, valamint a dombok észrevehető elterjedése a műhold domborzatának fokozatos simítását jelzi a szublimációs folyamatok révén [13] . A Callisto geostruktúráinak pontos kora nem ismert.
A Callistót rendkívül ritka atmoszféra veszi körül, amely szén-dioxidból [7] és valószínűleg molekuláris oxigénből [8] , valamint egy viszonylag erős ionoszférából [14] áll .
Feltételezik, hogy a Callisto a Jupitert körülvevő gáz- és porkorong lassú felszaporodásával jött létre [15] . A műhold alacsony tömegnövekedési üteme és a gyenge árapály-melegedés miatt a belsejében a hőmérséklet nem volt elegendő a megkülönböztetéshez. Ám nem sokkal a Callisto kialakulásának kezdete után lassú konvekció indult meg benne, ami részleges differenciálódáshoz vezetett - 100-150 km mélységben egy felszín alatti óceán és egy kis szilikátmag kialakulása [16] . A Galileo űrszonda fedélzetén végzett mérések szerint a folyékony víz felszín alatti rétegének mélysége meghaladja a 100 km -t [17] [18] . Az óceán jelenléte a Callisto bélrendszerében teszi ezt a műholdat a földönkívüli élet jelenlétének egyik lehetséges helyévé . A kemoszintézisen alapuló élet kialakulásának és fennmaradásának feltételei azonban kevésbé kedvezőek a Callisto-n, mint az Europán [19] .
A Callistot Galileo Galilei fedezte fel 1610 januárjában a Jupiter három másik nagy műholdjával ( Io , Europa és Ganymedes ) [2] együtt , és a többi galileai műholdhoz hasonlóan az ókori görög isten, Zeusz egyik kedvesének tiszteletére kapta a nevét. . Callisto nimfa volt (más források szerint Lycaon lánya), közel állt Artemisz vadászat istennőjéhez [20] . A műhold nevét Simon Marius javasolta nem sokkal a felfedezés után [21] . Marius ezt a javaslatot Johannes Keplernek tulajdonította [20] . A galileai műholdak modern elnevezései azonban csak a 20. század közepén találtak széles körben használatossá. A legtöbb korai csillagászati irodalomban Callistót Jupiter IV-ként (a Galilei által javasolt rendszer szerint) vagy "a Jupiter negyedik műholdjaként" [22] emlegetik . A műhold nevéből származó melléknév „kallistoni” lesz[ pontosítás ] [23] .
A Pioneer-10 és Pioneer-11 AMS által az 1970-es években a Jupiter melletti repülés csak kis mértékben bővítette a Callisto felszínének és belső szerkezetének megértését ahhoz képest, amit a földi megfigyeléseknek köszönhetően tudtak róla [5] . Valódi áttörést jelentett a műhold tanulmányozása a Voyager 1 és 2 űrrepülőgépek Jupiter melletti elrepülése során 1979-1980 között. A műhold felszínének több mint felét 1-2 km -es felbontással fényképezték le, és lehetővé tették, hogy pontos adatokat kapjanak a felszín tömegéről, alakjáról és hőmérsékletéről [5] . A kutatás új korszaka 1994-től 2003-ig tartott, amikor is a Galileo űrszonda nyolc közeli elrepülést hajtott végre a Callisto mellett, és a C30 utolsó elrepülése során 2001-ben 138 km -re haladt el a műhold felszínétől. A Galileo globális fényképet készített a műhold felszínéről, és egyes régiókról számos, akár 15 méteres felbontású fényképet is készített [12] . 2000-ben a Cassini űrszonda, miközben a Szaturnusz rendszerbe repült , nagy felbontású infravörös spektrumokat kapott a Callistoról [24] . 2007 februárjában-márciusában a Plútó felé tartó New Horizons űrszonda új képeket és spektrumokat kapott a Callistoról [25] .
A 2020-ban indulásra javasolt Europa Jupiter System Mission (EJSM) a NASA és az ESA közös projektje a Jupiter holdjainak és magnetoszférájának feltárására. 2009 februárjában az ESA és a NASA megerősítette, hogy a küldetés nagyobb prioritást kapott, mint a Titan Saturn System Mission [26] . Mivel azonban az ESA egyidejűleg más programokat is támogat, az ehhez a programhoz való európai hozzájárulás pénzügyi nehézségekkel küzd [27] . Az EJSM állítólag 4 járműből áll majd: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) és esetleg Jupiter Magnetospheric Orbiter ( JAXA ), valamint Jupiter Europa Lander ( FKA ).
A Callisto a négy galileai hold közül a legkülső. Keringési pályája 1 882 000 km távolságra fekszik a Jupitertől, ami körülbelül 26,3 sugara (71 492 km) [3] . Ez lényegesen nagyobb, mint az előző galileai műhold, a Ganymedes keringési sugara, amely 1 070 000 km . Viszonylag távoli pályája miatt a Callisto nincs és valószínűleg soha nem is volt keringési rezonanciában a másik három galileai holddal [10] .
A bolygók legtöbb szokásos műholdjához hasonlóan a Callisto is szinkronban forog saját keringési mozgásával [4] : a Callisto napjának hossza megegyezik keringési periódusával, és 16,7 földi nap. A műhold pályája enyhe excentricitást és dőlést mutat a Jupiter egyenlítőjéhez képest, amelyek kvázi-periodikus változásnak vannak kitéve a Nap és a bolygók által évszázadok óta tartó gravitációs zavarok következtében. A változások tartománya 0,0072-0,0076 , illetve 0,20-0,60° [10] . Ezek az orbitális perturbációk a forgástengely dőlését is 0,4° és 1,6° között változtatják [28] . A Callisto Jupitertől való távolsága azt jelentette, hogy soha nem tapasztalt jelentős árapály-melegedést, és ez jelentős hatással volt a műhold belső szerkezetére és geológiai fejlődésére [29] . Ez a Jupitertől való távolság azt is jelenti, hogy a Callisto felszínére a Jupiter magnetoszférájából eső töltött részecskék fluxusa viszonylag alacsony – körülbelül 300-szor alacsonyabb, mint az Európán . Következésképpen a sugárzás nem játszott fontos szerepet ennek a műholdnak a felszínének kialakításában, ellentétben más galileai holdokkal [11] . A Callisto felszínén a sugárzás szintje megközelítőleg 0,01 rem (0,1 mSv ) egyenértékű dózisteljesítményt hoz létre naponta, vagyis gyakorlatilag biztonságos az ember számára [30] .
A Callisto átlagos sűrűsége 1,83 g/cm 3 [4] . Ez azt jelzi, hogy megközelítőleg azonos mennyiségű vízjégből és kőzetből, valamint fagyott gázok további zárványaiból áll [17] . A jég tömeghányada körülbelül 49-55% [16] [17] . A műhold köves komponensének pontos összetétele nem ismert, de valószínűleg közel áll a közönséges L/LL osztályú kondritokéhoz, amelyekben alacsonyabb az összes vastartalom, alacsonyabb a fémvas és magasabb a vas-oxidok százaléka. H osztályú kondritokhoz. A vas és a szilícium tömegaránya a Callisto-ban 0,9-1,3 tartományba esik (például a Napon ez az arány körülbelül 1:8) [17] .
A Callisto felszíni albedója megközelítőleg 20% [5] . Úgy gondolják, hogy felületének összetétele megközelítőleg megegyezik a teljes összetételével. A közeli infravörös tartományban spektrumai a vízjég abszorpciós sávjait mutatják 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 és 3,0 mikrométeres hullámhosszon [5] . Úgy tűnik, vízjég a Callisto felszínén mindenhol megtalálható; tömeghányada 25-50% [18] . A Galileo űrszonda és földi műszerek által nyert nagyfelbontású közeli infravörös és ultraibolya spektrumok elemzése jelentős mennyiségű egyéb anyagot tárt fel: magnéziumot és vasat tartalmazó hidratált szilikátokat [5] , szén-dioxidot [24] , kén-dioxidot [32] , és valószínűleg ammónia és különféle szerves vegyületek is [5] [18] . A küldetés eredménye néhány tholin jelenlétét jelzi a felszínen [33] . Ezenkívül a spektrális adatok a műhold felszínének erős, kis léptékű inhomogenitását jelzik. A tiszta vízjég kis, világos foltjai kaotikusan keverednek a kőzetek és jég keverékével borított területekkel, valamint a nem-glaciális kőzetekkel borított nagy, sötét területekkel [5] [12] .
A Callisto felülete aszimmetrikus: a vezető félteke [g] sötétebb, mint a mögötte lévő. A többi galilei műhold esetében a helyzet fordított [5] . A hátsó félteke [g] szén-dioxidban gazdagnak tűnik, míg a vezető féltekén több a kén-dioxid [34] . Sok viszonylag fiatal becsapódási kráter (például az Adlinda-kráter ) szintén szén-dioxidban gazdag [34] . Általánosságban elmondható, hogy a Callisto felszínének kémiai összetétele, különösen annak sötét vidékein, nagy valószínűséggel közel áll a D-osztályú aszteroidákéhoz [12] , amelyek felszíne széntartalmú anyagból áll.
A Callisto erősen kráterekkel borított felszíni rétege egy hideg és kemény jeges litoszférán nyugszik , amelynek vastagsága különböző becslések szerint 80-150 km [16] [17] . Ha a Jupiter és műholdjai körüli mágneses mezők vizsgálatait helyesen értelmezték, akkor a jégkéreg alatt 50-200 km mélyen sós óceán lehet [16] [17] [35] [36] . Megállapítást nyert, hogy a Callisto jól vezető golyóként lép kölcsönhatásba a Jupiter mágneses terével: a mező nem tud behatolni a műhold belsejébe, ami legalább 10 km vastag, összefüggő, elektromosan vezető folyadékréteg jelenlétét jelzi [36] . Az óceán létezése valószínűbbé válik, ha feltételezzük, hogy kis mennyiségű (legfeljebb 5 tömegszázalék) ammónia vagy más fagyálló van benne [16] . Ebben az esetben az óceán mélysége elérheti a 250-300 km-t is [17] . Az óceán felett nyugvó litoszféra valamivel vastagabb lehet - akár 300 km is lehet.
A litoszféra és a tervezett óceán alatt fekvő Callisto altalaj nem tűnik teljesen homogénnek és nem is teljesen rétegzettnek, hanem olyan anyagok keveréke, amelyekben a szilikátok aránya a mélységgel fokozatosan növekszik. Ezt jelzi a műhold tehetetlenségi nyomatékának [h] alacsony értéke ( Galileo [4] szerint ez (0,3549 ± 0,0042) × mr 2 ) [17] [37] . Más szóval, Callisto csak részben különbözik egymástól . A sűrűség és a tehetetlenségi nyomaték értékei összhangban vannak egy kis szilikát mag jelenlétével a műhold közepén. Mindenesetre egy ilyen mag sugara nem haladhatja meg a 600 km-t, sűrűsége pedig 3,1-3,6 g/cm 3 [4] [17] . Így Callisto belei feltűnően különböznek Ganümédész bélrendszerétől , amelyek látszólag teljesen elkülönülnek [18] [38] .
A Callisto ősi felszíne az egyik legerősebben kráterezett a Naprendszerben [39] . A műhold felszínén lévő kráterek sűrűsége olyan nagy, hogy szinte minden új becsapódási kráter átfedi a régit, vagy olyan közel fekszik egy szomszédos kráterhez, hogy elpusztítja azt. A Callisto nagyszabású geológiája viszonylag egyszerű: a Holdon nincsenek nagy hegyek, vulkánok vagy hasonló endogén tektonikus szerkezetek [40] . Az ütközési kráterek és a többgyűrűs szerkezetek, valamint a hozzájuk kapcsolódó törések, hengerek és lerakódások az egyetlen jelentősebb geostruktúrák, amelyek a felszínen láthatók [12] [40] .
A Callisto felszíne a következő geológiailag elkülönülő régiókra osztható: kráteres síkságok, világos síkságok, világos és sötét sima síkságok, valamint különféle becsapódási kráterekhez és többgyűrűs geostruktúrák részeihez kapcsolódó területek. [12] [40] Kráteres síkságok borítják a Hold felszínének nagy részét, és ezek a legősibb részei. Jég és sziklák keveréke borítja őket. A világos síkságok nem olyan gyakoriak. Ezek közé tartoznak az olyan fényes becsapódási kráterek, mint a Bur és Lofn , valamint régebbi és nagyobb kráterek nyomai, amelyek palimpszesztekként ismertek , [i] többgyűrűs geostruktúrák központi régiói és elszigetelt területek kráteres síkságokon [12] . Úgy tartják, hogy a világos síkságokat becsapódási eredetű jeges kilökődés borítja. Világos, lapos síkságok ritkán fordulnak elő a Callisto felszínén, és főként a mélyedések és barázdák vidékén találhatók Valhalla és Asgard közelében , vagy a kráteres síkságok egyes területein. Eredetileg endogén műholdtevékenységgel kapcsolatosnak vélték, a Galileo által készített nagy felbontású fényképek azt mutatják, hogy a világos és sima síkságok repedezett és göröngyös felületekhez kapcsolódnak, és nem mutatják tektonikus vagy vulkáni eredetű jeleket. [12] A Galileo-képek kis, sötét, 10 000 km 2 -nél kisebb, lapos területeket is feltártak, amelyek körülveszik a zordabb terepet. Talán kriovulkánokból származó kilökődés borítja őket [12] . Mivel a sík területeken a kráterek sűrűsége a háttér alatt van, ezeknek a területeknek viszonylag fiatalnak kell lenniük [12] [41] .
A Callisto legnagyobb geostruktúrái a többgyűrűs medencék , amelyeket megjelenésük miatt néha amfiteátrumnak vagy cirkusznak is neveznek. [12] [40] Közülük a legnagyobb a Valhalla , amelynek fényes középső régiója 600 km átmérőjű, koncentrikus gyűrűkkel körülvéve 1800 km sugarú körig [42] . A második legnagyobb cirkusz építmény, az Asgard körülbelül 1600 km átmérőjű [42] . A többgyűrűs struktúrák valószínűleg a laza vagy folyékony rétegeken (esetleg az óceánon) fekvő litoszféra töréseiből jönnek létre nagy égitestekkel való ütközések után [23] . A Callisto felszínén becsapódási kráterek láncai is találhatók (néha összeolvadtak egymással). Valószínűleg az olyan objektumok maradványainak Callisto-val való ütközéséből keletkeztek, amelyek túlságosan közel kerültek a Jupiterhez - még a Callistóval való ütközésük előtt - az árapály-erők megsemmisítették. Az is lehetséges, hogy a láncok finom érintőleges ütközések során keletkeztek a lezuhanó testek fokozatos megsemmisítésével. [12] [43] Ez utóbbi esetben pusztulását a műhold domborzatának egyenetlenségeivel való kölcsönhatásuk, vagy a Callisto árapály-hatása és a saját forgásukból adódó centrifugális erők kombinációja eredményezheti (ld. Kisbolygó-műholdak is ) .
A műholdon látható közönséges becsapódási kráterek mérete 0,1 km-től (ezt a határt az űrrepülőgépek kameráinak felbontása határozza meg) és 200 km-ig terjed [12] . A kisebb, 5 km-nél kisebb átmérőjű kráterek tál alakúak, homorú vagy lapos aljúak. Az 5 és 40 km közötti méretű krátereknél általában van egy központi halom. A nagyobb kráterek (25-100 km méretű) helyett központi gödör található, például a Tyndrus szerkezet [12] . A legnagyobb kráterek (60 km-es méretekkel) egyfajta "kupolával" rendelkezhetnek a közepén, ami az ütközés utáni tektonikus emelkedés következménye (például Doh és Khar ). [12]
Mint fentebb említettük, a Callisto felszínén kis területeket találtak tiszta vízjégből, 80% feletti albedóval , sötétebb anyaggal körülvéve. [5] A Galileo űrszonda által készített nagy felbontású fényképek azt mutatták, hogy ezek a világos területek túlnyomórészt magasabban helyezkednek el – krátergerinceken, párkányokon, gerinceken és dombokon. [5] Valószínűleg vékony vízi fagyréteg borítja őket. A sötét anyag általában a környező alföldeken található, és viszonylag sima és egyenletesnek tűnik. Gyakran legfeljebb 5 km átmérőjű területeket képez a kráterek alján és a kráterek közötti mélyedésekben. [5]
Egy kilométernél kisebb léptékeken a Callisto domborművét jobban kisimítja az erózió , mint a többi jeges galilei hold domborművét [5] . Kisebb (1 km-nél kisebb átmérőjű) becsapódási kráterek koncentrációja kisebb, mint például a Ganümédesz sötét síkságain [12] . Kis kráterek helyett szinte mindenhol kis dombok, mélyedések látszanak [5] . Úgy gondolják, hogy a dombok olyan krátergerincek maradványai, amelyeket még nem teljesen tisztázott folyamatok pusztítottak el [13] . A jelenség legvalószínűbb oka a jég lassú szublimációja a napsugárzás hatására (a nappali oldalon a hőmérséklet eléri a 165 K -t ) [5] . A kráterek széleit alkotó "piszkos jég" víznek vagy más illékony vegyületnek a szublimációja a kráterek pusztulását okozza, és a szélek nem jégkomponensei összeomlást képeznek [13] . Az ilyen, gyakran a kráterek közelében és belsejében is megfigyelhető összeomlásokat a tudományos irodalom „ törmelékköténynek ” nevezi [5] [12] [13] . Néha a kráter falait úgynevezett "szurdokok" - kanyargós barázdák - vágják, amelyek analógjai a Marson [5] . Ha a jégszublimáció hipotézise helyes, akkor a síkvidéki felszín sötét területei túlnyomórészt illékony anyagokban szegény kőzetekből állnak, amelyeket a krátereket körülvevő, megsemmisült aknákból vettek ki, és borították a Callisto jeges felszínét.
A Callisto felszínén lévő területek hozzávetőleges korát kráteresedésük sűrűsége határozza meg. Minél idősebb a felszín, annál sűrűbb a kráterezés [44] . A Callisto felszínformáinak abszolút kormeghatározása nincs, de az elméleti becslések szerint a kráteres síkságok többnyire körülbelül 4,5 milliárd évesek, ami megközelítőleg a Naprendszer korának felel meg. A többgyűrűs szerkezetek és a különböző becsapódási kráterek korának becslése a kráterképződési ráta elfogadott értékétől függ, és különböző szerzők 1-4 Ga -ra becsülik . [12] [39]
Megállapították, hogy a Callisto rendkívül ritka szén-dioxid-atmoszférát tartalmaz. [7] A Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) a Galileo űrszonda fedélzetén rögzítette abszorpciós vonalként 4,2 mikrométeres hullámhosszon . A felületi nyomást körülbelül 7,5 ⋅10 -12 bar (0,75 µPa ), a részecskekoncentrációt pedig 4⋅10 8 részecske/cm 3 -re becsülik . Utánpótlás nélkül egy ilyen atmoszféra 4 nap alatt elveszne (lásd: Bolygói atmoszférák disszipációja ), ami azt jelenti, hogy folyamatosan újratöltődik - nyilván a fagyott szén-dioxid szublimációja miatt, [7] ami összhangban van a légkör lebomlásának hipotézisével. a kráterfalak a jég szublimációja miatt.
A Callisto melletti ionoszférát is pontosan a Galileo űrszonda elrepülése során fedezték fel ; [14] és nagy elektronsűrűsége (7-17⋅10 4 cm – 3 ) nem magyarázható önmagában a légköri szén-dioxid fotoionizációjával. Ez az alapja annak a feltételezésnek, hogy a Callisto légköre valójában főleg molekuláris oxigénből áll , és tömeghányada 10-100-szor nagyobb, mint a szén-dioxidé [8] .
A Callisto légkörében lévő oxigén közvetlen megfigyelése azonban még nem áll rendelkezésre (2012-től). A Hubble (HST) megfigyelései lehetővé tették koncentrációjának felső határának megállapítását, amely összhangban van a Galileo műhold ionoszférán lévő adataival [45] . Ugyanakkor a HST kondenzált oxigént mutatott ki a Callisto felszínén [46] .
A Callisto gyenge differenciálódása , amelyet a tehetetlenségi nyomaték mérései jeleznek , azt jelenti, hogy a műholdat soha nem hevítették fel olyan hőmérsékletre, amely elegendő ahhoz, hogy megolvadjon a jég nagy részét alkotó jég [16] . Ezért a legvalószínűbb, hogy a műhold a kialakulása során a Jupitert körülvevő ritka gáz- és porköd külső rétegeinek lassú akkréciója során jött létre [15] . Az ütközések, a radioaktív bomlás és a műhold összenyomódása során keletkező hőt, meglehetősen lassú anyagfelszívódás mellett, sikeresen eltávolították az űrbe, ami megakadályozta a jég olvadását és a különböző sűrűségű anyagok gyors szétválását [15] . A műhold feltehetően 0,1-10 millió év alatt keletkezett [15] .
A Callisto akkréció utáni további evolúcióját a radioaktív melegítés, a felület sugárzási átvitel útján történő lehűtése , valamint a mélyében lévő szilárd vagy félszilárd anyag konvekciója határozta meg [29] . Mivel a jég viszkozitásának hőmérsékletfüggősége miatt a belső rétegek keveredését csak az olvadáspontjához közeli hőmérsékleten szabad elkezdeni , a félszilárd konvekció az egyik fő probléma az összes jeges műhold belsejének modellezésében, köztük Callisto. [47] Ez a folyamat rendkívül lassú, ≈1 cm /év jégmozgási sebességgel , de ennek ellenére hatékony hűtési mechanizmus hosszú ideig. [47] Fokozatosan a folyamat az úgynevezett "zárt fedeles üzemmódba" kerül, amikor a műhold merev és hideg külső rétege konvekció nélkül vezeti a hőt, míg az alatta lévő jég félszilárd konvekciós állapotban van. [16] [47] A Callisto esetében a külső vezetőszint egy körülbelül 100 km vastag kemény és hideg litoszféra, amely hatékonyan akadályozza meg a tektonikus tevékenység külső megnyilvánulásait a műholdon. [47] [48] A Callisto beleiben a konvekció többszintű lehet a vízjég különböző kristályfázisai miatt különböző mélységekben: a felszínen minimális hőmérsékleten és nyomáson I. fázisú , míg a középső régiókban kell. fázisban legyen a VII . [29] A félig szilárd konvekció korai megindulása a Callisto belsejében megakadályozhatta a nagymértékű jégolvadást és az azt követő differenciálódást , amely egyébként sziklás magot és jeges köpenyt képezett volna. De Callisto beleinek nagyon lassú differenciálódása évmilliárdok óta tart, és talán a mai napig tart. [48]
A Callisto történetével kapcsolatos jelenlegi elképzelések lehetővé teszik a folyékony víz felszín alatti óceánjának létezését. Ennek oka az I. jég olvadási hőmérsékletének anomális viselkedése, amely a nyomással csökken, és 2070 bar (207 MPa ) nyomáson eléri a 251 K hőmérsékletet [16] . Minden elfogadható modellben a 100 és 200 km közötti hőmérséklet nagyon közel van ehhez az értékhez, vagy valamivel meghaladja ezt az értéket [29] [47] [48] . Már kis mennyiségű ammónia jelenléte - akár 1-2 tömegszázalékban is - gyakorlatilag garantálja a folyékony réteg meglétét, mert az ammónia tovább csökkenti az olvadáspontot [16] .
Bár Kallistó – legalábbis térfogatában és tömegében – Ganümédészre hasonlít , sokkal egyszerűbb geológiai története volt. A Callisto felszíne főleg ütközések és egyéb külső erők hatására alakult ki [12] . Ellentétben a szomszédos, barázdált felületű Ganymedesszel, kevés bizonyítékot mutat tektonikus aktivitásra [18] . Ezeket a különbségeket Callisto és Ganymedes között a kialakulás eltérő körülményei [49] , a Ganymedes erősebb árapály-melegedése [50] vagy a késői erős bombázás [51] [52] [53] nagyobb hatása magyarázza . A Callisto viszonylag egyszerű geológiai története kiindulópontként szolgál a bolygókutatók számára, amikor összetettebb és aktívabb objektumokhoz hasonlítják. [tizennyolc]
Akárcsak az Európánál és a Ganymedesnél , a földönkívüli mikrobiális élet lehetőségének ötlete a Callisto felszín alatti óceánjában népszerű. [19] Az életkörülmények azonban a Callisto-n valamivel rosszabbak, mint az Európán vagy a Ganymedesen. A fő okok a következők: elégtelen érintkezés a kőzetekkel és alacsony hőáramlás a műhold belsejéből. [19] Torrance Johnson tudós a következőt mondta a Callisto és a többi galilei hold életkörülményeinek különbségéről: [54]
Az élet kialakulásához fontos fő összetevők - az úgynevezett "prebiotikus kémia" - a Naprendszer számos objektumában megtalálhatók, például üstökösökben, aszteroidákban és jeges műholdakban . A biológusok egyetértenek abban, hogy az energiaforrás és a folyékony víz az élet előfeltétele, ezért érdekes lenne a Földön kívül folyékony halmazállapotú vizet találni. De fontos az erős energiaforrás jelenléte is, és jelenleg a Callisto óceánja csak a radioaktív bomlás miatt melegszik fel, míg az Európa-óceánt a Jupiter közelsége miatt az árapály is felmelegíti.
Ezek és más megfontolások alapján úgy gondolják, hogy a galileai holdak közül az Európának van a legnagyobb esélye az élet fenntartására, legalábbis mikrobiálisan. [19] [55]
Az 1980-as évek óta Callistót a Jupiter sugárzási övezetén kívüli elhelyezkedése miatt az emberes űrrepülés vonzó célpontjának tekintik, miután hasonló Mars-küldetést hajtottak végre [57] . 2003-ban a NASA konceptuális tanulmányt végzett Human Outer Planets Exploration (HOPE - Rus. Hope ) néven, amely a külső Naprendszer emberi kutatásának jövőjét vizsgálta . Az egyik részletesen megvizsgált célpont Callisto [9] [58] volt .
Javasolták a jövőben, hogy a műholdra építsenek egy állomást a környező jégből üzemanyag feldolgozására és előállítására a Naprendszer távolabbi régióinak felfedezésére induló űrhajók számára, emellett a jégből víz kinyerhető is [56] ] . Egy ilyen állomás Callisto-n történő létesítésének egyik előnye az alacsony sugárzási szint (a Jupitertől való távolság miatt) és a geológiai stabilitás. A műhold felszínéről távolról, szinte valós időben lehetne felfedezni Európát , valamint egy közbenső állomást lehetne létrehozni a Callisto-n a Jupiter felé tartó űrhajók kiszolgálására, hogy gravitációs manővert hajtsanak végre a külső régiókba való repülés érdekében. a naprendszer [9] . A tanulmány az EJSM programot az emberes repülés előfeltételének nevezi. Úgy gondolják, hogy egy-három bolygóközi hajó megy a Callistóhoz, amelyek közül az egyik a legénységet szállítja, a többi pedig egy földi bázist, egy vízkitermelési eszközt és egy reaktort az energia előállítására. A műhold felszínén való tartózkodás becsült időtartama: 32-123 nap; maga a repülés várhatóan 2 és 5 évig tart.
A fent említett 2003-as NASA-jelentés azt sugallta, hogy a 2040-es évekre már lehetséges lenne egy emberes küldetés Callistoba, és megemlítette azokat a technológiákat is, amelyeket az említett időpont előtt ki kell fejleszteni és tesztelni kell, valószínűleg a Holdra és Marsra irányuló emberes küldetések előtt és alatt [59] [60]. .
![]() | |
---|---|
Bibliográfiai katalógusokban |
A Jupiter holdjai | |||||
---|---|---|---|---|---|
Belső műholdak | |||||
Galilei műholdak | |||||
Himalia csoport | |||||
Ananke csoport | |||||
Karme Csoport | |||||
Pasife csoport | |||||
elszigetelt műholdak |
| ||||
Csoportos felsorolás a pálya fél-nagy tengelyének növekvő sorrendjében |
Műholdak a Naprendszerben | |
---|---|
több mint 4000 km | |
2000-4000 km | |
1000-2000 km | |
500-1000 km | |
250-500 km | |
100-250 km | |
50-100 km | |
Bolygók (és törpék ) szerint |
|
Jupiter | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Jellemzők | |||||||
műholdak |
| ||||||
Kutatás | |||||||
Egyéb | |||||||
Lásd még Kategória: Jupiter Naprendszer |
Naprendszer | |
---|---|
![]() | |
Központi csillag és bolygók | |
törpebolygók | Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4 |
Nagy műholdak | |
Műholdak / gyűrűk | Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara |
Elsőként felfedezett aszteroidák | |
Kis testek | |
mesterséges tárgyak | |
Hipotetikus tárgyak |
|
atmoszférák | |
---|---|
A csillagok atmoszférája | Nap |
bolygó légkörei | |
A műholdak atmoszférája | |
törpebolygók | |
exobolygók | |
Lásd még |