Kallisto księżyc Jowisza (Może 2024)
Callisto, zwany także Jowiszem IV, najbardziej zewnętrzny z czterech dużych księżyców (satelitów galilejskich) odkrytych wokół Jowisza przez włoskiego astronoma Galileusza w 1610 r. Prawdopodobnie w tym samym roku został odkryty niezależnie przez niemieckiego astronoma Simona Mariusa, który nazwał go po Callisto z Mitologia grecka. Callisto to ciemna, mocno pokryta kraterami skała i lód, które wydają się pozostawać zasadniczo niezmienione wewnątrz i na zewnątrz przez ostatnie cztery miliardy lat.
Jupiter: Callisto
Lodowata powierzchnia tego satelity jest tak zdominowana przez kratery uderzeniowe, że nie ma gładkich równin, takich jak ciemna Maria obserwowana na
Callisto ma średnicę około 4800 km (3000 mil) - nie więcej niż 100 km (60 mil) mniej niż średnica planety Merkury - i okrąża Jowisza w średniej odległości około 1 883 000 km (1 170 000 mil). Gęstość nasypowa Callisto wynosi 1,83 gramów na cm sześcienny, czyli nieco więcej niż połowę gęstości Księżyca Ziemi, co wskazuje, że Callisto to około połowa skały i połowa lodu. Pomiary pola grawitacyjnego statku kosmicznego wskazują, że w przeciwieństwie do innych księżyców Galilei, satelita ten nie jest zróżnicowany. Jego wnętrze musi więc przypominać budyń rodzynkowy, dobrze wymieszany ze skałą i lodem, zamiast wykazywać strukturę płaszcza znajdującą się w Io, Europa i Ganymede. Niemniej jednak Callisto ma słabe pole magnetyczne indukowane przez pole Jowisza, co podnosi prawdopodobieństwo, że gdzieś pod jego powierzchnią istnieje przewodząca warstwa słonej wody w stanie ciekłym.
Callisto został po raz pierwszy zaobserwowany z bliskiej odległości przez statek kosmiczny Voyager 1 i 2 w 1979 r., A następnie przez orbitę Galileo od połowy lat 90. W przeciwieństwie do Ganimedesa, który ma bardzo podobny skład masowy, Callisto nie wykazuje dużych ilości lodu na swojej powierzchni. Widma w bliskiej podczerwieni zawierają jedynie słabe oznaki lodu wodnego, a powierzchnia jest o wiele za ciemna, aby mogła być wykonana wyłącznie z lodu. Szczegółowe obrazy Galileusza pokazują, że osady ciemnego materiału zatarły najmniejsze kratery w niektórych obszarach, a jego obserwacje spektroskopowe pokazują, że jest to mieszanina uwodnionych minerałów przypominających gliny. Badania spektroskopowe doprowadziły również do odkrycia stałego dwutlenku węgla na Callisto i obecności delikatnej, ciągle uciekającej atmosfery dwutlenku węgla. Ponadto księżyc ma ślady związków siarki, które mogły pochodzić z aktywnych wulkanicznie Io; nadtlenek wodoru, który prawdopodobnie powstaje z lodu wodnego w wyniku reakcji fotochemicznych; i związki organiczne prawdopodobnie dostarczane przez komety.
Callisto to najsilniej krater ze wszystkich satelitów Jowisza. Gęstość kraterów wskazuje, że zostały one wyprodukowane około cztery miliardy lat temu, kiedy wszystkie ciała Układu Słonecznego zostały poddane ciężkim bombardowaniom kometarnym i meteoroidowym. Aktywność wewnętrzna nie zmieniła zasadniczo powierzchni Callisto, tak jak miało to miejsce w przypadku innych satelitów galilejskich. Oprócz dużej liczby kraterów średniej wielkości (o średnicy kilkudziesięciu kilometrów), najbardziej widocznymi cechami Callisto są wielopłaszczyznowe konstrukcje o średnicy od setek do tysięcy kilometrów. Największy, zwany Valhalla, obejmuje około 10 koncentrycznych pierścieni o maksymalnej średnicy około 3000 km (1860 mil). Struktury te powstały prawdopodobnie w wyniku bardzo dużych oddziaływań; analogiczne cechy występują na Merkurym (np. Caloris Basin) i Księżycu (Mare Orientale), ale z istotnymi różnicami wynikającymi z różnych kompozycji skorupy ziemskiej. Zachowanie tego zapisu intensywnego bombardowania na powierzchni Callisto jest zgodne z brakiem wewnętrznego zróżnicowania. Najwyraźniej ten satelita, sam wśród księżyców Galilejskich, nigdy nie był uwięziony w rezonansach orbitalnych odpowiedzialnych za nagrzewanie pływowe, które było tak ważne w ewolucji Ganymede, Europy i Io.
