Kalisto (luno)

Kalisto (J IV Callisto) estas la oka plej proksima satelito de Jupitero, eltrovita en 1610 de Galilejo kun la aliaj galilejaj satelitoj. Ĝi estas la tria plej granda satelito en la Sunsistemo, proksimume same granda al la planedo Merkuro.

Kalisto
Proprecoj de la orbito
Granda duonakso	1 882 700 km
Periapsido – Apoapsido	1 869 000 – 1 897 000 km
Discentreco	0,0074
Orbita inklinacio	0,192 °
Sidera periodo	16,6890184 tagoj
Meza cirkulrapido	8,204 km/s
Fizikaj proprecoj
Kategorio	Satelito de Jupitero
Meza diametro	4821 km
Maso	1,0759 × 1023 kg
Meza Denso	1,8344 g/cm³
Ekvatora falakcelo je surfaco	0,126 (Tero = 1) m/s²
Fuĝrapido	2,440 km/s
Rotacia periodo	16,6890184 d (sinkrona)
Inklinacio de la rotacia akso	0°
Albedo	0,22
Absoluta magnitudo	-1,0
Proprecoj de la atmosfero
Temperaturo surfaca min. – meza – maks.	80 K - 134 K - 165 K
Ĉefaj komponantoj	molekula oksigeno, karbondioksido (7,5 pbar)
Historio kaj alioj
Malkovrinto	Galilejo kaj Marius
Malkovrinta dato	7-a de januaro 1610

Kalisto komponiĝas ĉirkaŭ egalparte el roko kaj glacio. Ĉar la varmigo pro tajda forto estas feblega, la luno estus malmulte diferenciĝinta. Esploroj faritaj helpe'de la kosmosondilo Galileo elmontris, ke Kalisto havas malgrandan kernon el silikatoj kaj oceanon da likva akvo je pli ol cent kilometroj sub la surfaco de la luno, en kiu ne estas malebla ke ekzistus formo de ekstertera vivo.

La surfaco de Kalisto estas tre malnova, kovrita de krateroj kaj montras nenian spuron de platotektoniko. La surfaco de Kalisto estas malpi afektata de la Jupitera magnetosfero ol la aliaj satelitoj, ĉar ĝi estas pli malproksima de la palnedo. Ĝi havas tre maldensan atmosferon, konsistantan el karbona dioksido kaj oksigeno, kaj jonosferon.

Kalisto estis studata de pluraj kosmsondiloj,: Pioneer 10, Pioneer 11 ,Galileo kaj Cassini. Tiu satelito estis longtempe rigardita, kiel unu el la plej bona loko de instalo de bazo por esplori la Jupiteran lunaron.

Malkovro

Kalisto estis eltrovita en januaro 1610 de Galilejo kun la aliaj galilejaj satelitoj. Tamen, eblas ke ĝin estus malkovrinta Ĉina astronomo Gan De en jaro -362. La nomo de Kalisto venas el la greka kaj estas la nomo de unu el la multaj amatinoj de dio Zeŭso: la nimfo Καλλιστώ (angle: Callisto). Tiu nomo estis proponita per Simon Marius, unu el la eltrovintuloj de tiu luno. Laŭ Marius, tiu nomo estus proponita de Johano Keplero. Tamen, la termino "Jupitero IV" (Jupitero 4) enkodukita de Galileo estos uzata ĝis la mezo de la 19-a jarcento anstataŭ la nomoj de la Galilejaj satelitoj.

La rimarkindaj "geologiaj" detaloj de Kalisto ricevis nomojn devenaj de la Nord-ĝermana mitologio. Tiel, la du plej grandaj krateroj havas la nomojn de Valhalo (paradizo de la militistoj mortintaj en batalo) kaj d'Ásgarðr (loĝejo de la Azoj). La aliaj krateroj ricevis nomojn de herooj : Valfodr, Hœnir, Lodurr, Bran, Sudri, Fodri, Nidi, Burr, Reginn, Ymir, Gymir, ktp.

Orbito kaj rotacio

Kalisto estas la galilea satelito plej malproksima de Jupitero, la radiuso de ĝia ĝia orbito estas 1 880 000 km, 26,3 oble la radiuso de Jupitero, multe pli granda ol tiu de Ganimedo: 1 070 000 km. Kalisto ne estas en orbita resonanco kun la tri aliaj lunoj.

Kiel multe da lunoj, Kalisto estas en ligita rotacio ĉirkaŭ Jupitero, la daŭro de ĝia tago egalas ĝia orbita periodo, ĉirkaŭ 16,7 teraj tagoj. Ĝia orbitaj inklinacio (rilate al la ekvatora plano de Jupitero) kaj discentreco estas malgrandaj, kaj varias preskaŭ periode, pro perturboj fare de Suno kaj Jupitero.

Pro la reguleco kaj granda radiuso de la orbito, la tajdaj fortoj ĉiam estis malgrandaj kaj ne tre varmigis la Kalistan interon. La radiado de partikloj el la Jupitera magnetosfero estas relative malforta, 300 oble pli malgranda ol tiu, kiun suferas Eŭropo.

Fizikaj ecoj

Kompono

La malgranda meza denseco de Kalisto (1,83 g.cm⁻³ pensigas, ke tiu astro komponiĝas el roko kaj akva glacio en proksimume egala proporcioj, kun kelkaj glaciitaj gasoj, kiel amoniako.

La surfaco de Kalisto havas albedon de ĉirkaŭ 20%. La analizo per infraruĝa kaj transviola spektro (farita de Galileo kaj de Tero) permesis identigi aliajn materialojn ol glacio: hidratajn silikatojn de fero kaj magnezio, karbonan dioksidon, sulfuran dioksidon, kaj eble amoniakon kaj organikajn komponaĵojn. La surfaco aperas malhomogena je malgranda skalo: malgrandaj helaj makuloj da pura glacio miksiĝas kun makuloj da glacia-roka miksaĵo kaj malhelaj areoj da ne-glacia materialo.

La surfaco de Kalisto estas ne simetria: la antaŭa duonsfero (rilate al la orbita movo) estas pli malhela ol la malantaxua duonsfero (ĉe la aliaj galileaj lunoj, estas la malo). la antaŭa duonsfero de Kalisto estas pliriĉa per sulfura dioksido, kaj la malantaŭa estas pliriĉa per karbona dioksido. Multe da junaj alfrapaj krateroj havas pli granda koncentro per karbona dioksido. La kemia komponiĝo de la surfaco de Kalisto estas proksima te tiu de asteroidoj diritas "de tipo D"

Interna strukturo

Interna strukturo de Kalisto. krédito : NASA/JPL-Caltech

Magneta kampo ĉirkaŭ Kalisto.
La kurbo de la kampaj linioj indikas la ekziston de elektre konduktiva tavolo. (La ruĝa linio estas la trajektorio de kosmosondilo Galileo)

Kalisto estas kovrata de glacihava litosfero de dikeco inter 80 kaj 150 km, sub kiu povus esti oceano da salakvo. Tion ŝajnas indiki esploroj pri la Jupitera magneta kampo proksime de ĝiaj lunoj. Kalisto kondutas kiel sfero perfekte konduktiva en kiu la magneta kampo ne eniras. Tio pensigas, ke tia luno havas ene de si konduktivan likvaĵon de dika de almenaŭ 10 km. La ebleco ke akvo restus likva estas pligrandigata, se ĝi entenas amoniakon, aŭ alian malfrostilon en proporcio de malpli granda aŭ egala al 5%. La profundeco de la oceano povus tiam esti 250 al 300 km. Se Kalisto ne havus oceanon, la dikeco de ĝia litosfero povus esti ĝis 300 km.

Sub la litosfero kaj la oceano, la intero de Kalisto estas nek tute homogena, nek tute malhomogena. Estas miksaĵo rokoj kaj glacio, kie la proporcio da roko kreskas kun la profundeco. La mezuroj kolektitaj de Galileo (ĉefe la sendimencia inercimomanto indikas, ke Kalisto povas havi kernon da silikatoj, kies radiuso estas malpli ol 600 km, kun denso inter 3,1 kaj 3,6 g.cm⁻³.

Surfaco

La surfaco de Kalisto esta la plej riĉa je krateroj el la Sunsistemo: ĝia denso en krateroj proksimas la saturecon: se formiĝas nova alfrapa kratero, ĝi forviŝas malvovajn kraterojn. La Kalista "geografio" estas relative simpla: krom la alfrapaj krateroj kaj iliaj asociatas strukturoj, la planedo havas nek montojn, nek vulkanojn, nek aliaj geologiajn formaciojn.

La ringa strukturo Valhalo

La surfaco de Kalisto povas esti divizata en variaj geologiaj zonoj : Kraterahavaj ebenaĵoj , helaj, glataj kaj ŝajnante brilaj ebenaĵoj, kaj multi-ringaj strukturoj asociataj al alfrapaj krateroj. La kraterhavaj ebenaĵoj formas la pli grandan parton de la surfaco, kaj reprezentas la praan litosferon, miksado da glacio kaj da roko. La helaj ebenaĵoj komprenas brilantajn kraterojn, kiel Burr kaj Lofn, kaj ankaŭ restaĵoj da malnovaj forviŝitaj krateroj, tiel nomataj palimpsestoj. Tiuj helaj ebenaĵoj estus glaciaj delasaĵoj, rezultantaj de alfrapo. La glataj, brilantaj ebenaĵoj konsistas malgrandan parton de la surfaco de Kalisto kaj ĉesas en la regionoj de krestoj kaj fendoj de la krateroj Valhalo kaj Asgardo, kaj foje en la kraterhavaj ebenaĵoj. La sciencistoj opiniis, ke ili rezultis de "en-planeda" aktiveco, sed bildoj en alta difino montris, ke la helaj brilantaj ebenaĵoj estis ligataj al la tre fendata kaj raspaj terenoj, kaj ne montras signo de surfaca renoviĝo. La bildoj senditaj de Galileo montris malgrandajn malhelajn glatajn zonojn, de entuta surfaco malpli vasta ol 10 000 km². Eble estas restaĵoj de erupciaĵoj de glaciaj vulkanoj. La helaj ebenaĵoj kaj la glataj ebenaĵoj estas pli junaj kaj malpli kraterhavaj ol la fono de la kraterhavaj ebenaĵoj.

Kratero Hár kaj ĝia centra kupolo

La diametro de la alfrapaj krateroj observataj sur Kalisto estas de 0,1 km (limo de bilda distingkapablo) al 100 km, sen paroli pri la multi-ringaj strukturoj. Malgrandaj krateroj, kies diametro estas malpli de 5 km, estas nuraj kavaĵoj en formo de bovlo, aŭ kun ebena fundo; tiuj de diametro inter 5 kaj 40 km ĝenerale havas centran pinton; pli grandaj krateroj (inter 25 kaj 100 km) havas centran kavaĵon anstataŭ pinto; kaj plej grandaj krateroj, kiel Doh kaj Hár povas havi centran kupolon, kiu povus esti ŝuldata al tektonika levo post alfrapo. Kelkaj tre grandaj krateroj, brilantaj kaj kun diametro pli granda ol 100 km, havas nenormalajn kupolajn strukturojn. Ilaj altecoj estas malgrandaj, kaj ilia tipo proksimiĝas, de tiu de la multi-ringaj strukturoj. La krateroj de Kalisto ĝenerale estas malpli profundaj ol tiuj de Luno.

Plej grandaj strukturoj de alfrapo estas la multi-ringaj basenoj: La kratero Valhalo estas la plej granda kun centra brilanta region de 600 km de diametro, kaj ringoj etendiĝantaj ĝis 1 800 km for de la centro. La sekvanta estas Asgardo kun diametro de 1 600 km. Tiuj pluroblaj ringoj rezultas verŝajne de la disrompo de la litosfero post alfrapo, litosfero kiu devas kuŝi sur mola, eĉ likva, materialo; eble sur oceano.

La "katenoj", ekzemple la kateno Gomul, esta alia alfrapaj strukturoj: vicoj da krateroj verŝajne ŝuldata al objektoj diserigita pro tajda forto post paso apud Jupitero. La kometo Shoemaker-Levy 9 esta ekzemplo de tiel diserigata korpo.

Terglitoj kaj malgrandaj makuloj

Malgrandaj makuloj da pura glacio, kun albedo de pli ol 80%, estas ĉirkaŭitaj de malhelaj terenoj. Foto de granda distingkapablo de Galileo, montras ke la helaj makuloj situas ĉefe en altaj lokoj: krutaĵo de krateroj, rando de faŭlto, krestoj kaj elstaraĵoj; estas probable maldikaj tavoloj da frosto. La malhelaj materialoj situas en malhaltaj ebenaĵoj. Ili formas makulojn de grando ĝis 5 km en la fundoj de la krateroj kaj la malaltaĵoj inter la krateroj.

En skalo de la kilometro, la surfaco aperas pli eluzita ol tiu de la aliaj galilejaj lunoj. Mankas malgrandaj krateroj de diametro malpli granda ol 1 km (kompare kun Ganimedo). Anstataŭ malgrandaj krateroj, aperas sur Kalisto malgrandaj aspraĵoj kaj kavaĵoj. La aspraĵoj estus restaĵoj de randoj de krateroj, rompitaj de nekonata procezo. Tiu procezo povus esti la malrapida sublimado de la glacio, sub temperaturo de 165 K, atingita en la regionoj, kie la suno estas en la zenito. En tiu hipotezo, la malhela materio en la malaltaj ebenaĵoj estus senglaciaj rokaĵoj, falintaj el la randoj de la krateroj, kiu superŝutas la glacihavajn rokojn.

La relativaj aĝoj de la variaj regionon de Kalisto povas esti trovataj per ilia denso en krateroj. Ju pli la surfaco estas malnova, des pli ĝi enhavas kraterojn. Nenia absoluta datigo estis farita, sed laŭ iaj teorioj, la aĝo de la kraterhavaj ebenaĵoj estas estimata al 4,5 miliardoj da jaroj, tie estas proksimume la aĝo de la sunsistemo. La aĝo de la multi-ringaj strukturoj kaj de la krateroj estas estimata, laŭ la frekvenco de formiĝo de la krateroj, inter 1 kaj 4 miliardoj da jaroj.

Atmosfero kaj jonosfero

Kalisto havas maldikan atmosferon, ĉefe konsistanta el karbona dioksido. La ĉesurfaca premo estas estimata je 7,5 × 10⁻¹² bar (aŭ 7,5 × 10⁻⁷ Pa). La kalista atmosfero estis malkovrita per la spektrometro Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) de la kosmosondilo Galileo, kiu observis la spektran linion de 4,2 mikrometroj de karbona dioksido. Tiu atmosfero devas esti konstante nutrata, ĉar alikaze ĝi rapide malaperus. Ĝi povus esti nutrata de la sublimado de glacio de karbona dioksido.

La kalista jonosfero estis observata dum proksima transpaso fare de Galileo, kiam ĝi kaŝis la radiosignalojn de la sondilo. Oni tiam estimis la denson da elektronoj inter 7 kaj 17 × 10⁴ cm⁻³; tiom alta valoro ne povas esti klarigita per jonigado de CO₂. Tiel, la kalista atmosfero povus enteni molekulan oksigenon, en kvanto dekoble ĝis centoble pli granda ol tiu de la karbona dioksido. Tamen, ne estas senpera pruvo de la ĉeesto de oksigeno en la atmosfero de Kalisto. La kosmoteleskopo Hubble ne permesis trovi oksigenon en la atmosfero, sed detektis kondensitan oksigenon ĉe la surfaco de Kalisto.

Disko da kosma materio

En 1999, disko da kosma polvo estis malkovrita ĉirkaŭ Kalisto, kiel ĉirkaŭ Eŭropo kaj Ganimedo

Deveno kaj evoluo

La parta planeda diferenciĝo de Kalisto supozigas, ke la luno neniam estis sufiĉe varma por fandigi glacion. Sekve, la plej verŝajna modelo de formiĝo estas malrapida alkresko en la suna nebulozo el kiu Jupitero formiĝis. Laŭ tiu teorio, la formiĝo de Kalisto daŭris inter 0,1 kaj 10 milionojn da jaroj.

Post la alkresko, okazis fenomenoj de varmiĝo (pro radiaktiveco) kaj malvarmiĝo. Ja konvekto povas okazi en solida glacio, ĉar ĝia viskozeco malkreskas kiam ĝi proksimiĝas al sia fandpunkto. Oni hipotezas, ke la supra, tre malvarma tavolo de la luno tralasas varmon per varmokondukto, dum okazas konvekto en pli profundaj tavoloj (cento da kilometroj).

Laŭ la nunaj teorioj, Kalisto enhavus tavolon da likva akvo (oceano). Ĉe premo de ĉirkaŭ 2070 bar, la fandopunkto de glacio atingas 251 K (-22  °C). La temperaturo de la tavolo inter 100 kaj 200 kilometro estus tre proksima aŭ iom pli alta ol tiu temperaturo. La ĉeesto de amoniako, eĉ en malgranda kvanto, certigus la ekziston de likva tavolo, ĉar la fandopunkto de tiu miksaĵo estus ankoraŭ pli alta.

Eksteraj ligiloj

• france Kalisto, el "PGJ Astronomie"
• france Kalisto rotacianta el "Planète Astronomie" Arkivigite je 2010-01-03 per la retarkivo Wayback Machine
• angle Kalista atmosfero, el The astrophysical journal