Callisto (Jupiter IV) ist ein Mond des Planeten Jupiter. Es wurde 1610 von Galileo Galilei entdeckt. Es ist der dritte größte Mond im Sonnensystem und das zweitgrößte im System von Jovian nach Ganymede. Callisto hat ungefähr 99 % das Diameter des Planet-Quecksilbers, aber nur ungefähr ein Drittel seiner Masse. Es ist der vierte galiläische Mond Jupiters durch die Entfernung, mit einem Augenhöhlenradius von ungefähr 1,880,000 km. Es bildet einen Teil der Augenhöhlenklangfülle nicht, die drei innere galiläische Satelliten — Io, Europa und Ganymede betrifft — und so merkliche Gezeitenheizung nicht erfährt. Callisto rotiert gleichzeitig mit seiner Augenhöhlenperiode, so liegt dieselbe Halbkugel immer (wird zu Gezeiten-geschlossen) Jupiter. Die Oberfläche von Callisto wird durch den magnetosphere von Jupiter weniger betroffen als die anderen inneren Satelliten, weil es weiter weg umkreist.

Callisto wird aus ungefähr gleichen Beträgen des Felsens und Eises mit einer Mitteldichte von ungefähr 1.83 g/cm zusammengesetzt. Zusammensetzungen entdeckt spektroskopisch auf der Oberfläche schließen Wassereis, Kohlendioxyd, Silikat und organische Zusammensetzungen ein. Die Untersuchung durch das Raumfahrzeug von Galileo hat offenbart, dass Callisto einen kleinen Silikat-Kern und vielleicht einen unterirdischen Ozean von flüssigem Wasser an Tiefen haben kann, die größer sind als 100 km.

Die Oberfläche von Callisto ist schwer cratered und äußerst alt. Es zeigt keine Unterschriften von unterirdischen Prozessen wie Teller-Tektonik oder volcanism und wird gedacht, sich vorherrschend unter dem Einfluss von Einflüssen entwickelt zu haben. Prominente Oberflächeneigenschaften schließen Mehrringstrukturen, Einfluss-Krater in der verschiedenen Form und Ketten von Kratern (catenae) und vereinigten steilen Böschungen, Kämmen und Ablagerungen ein. An einer kleinen Skala wird die Oberfläche geändert und besteht aus kleinen, hellen Frostablagerungen an den Spitzen von Erhebungen, die durch eine tief liegende, glatte Decke des dunklen Materials umgeben sind. Wie man denkt, ergibt sich das aus der geSublimierungssteuerten Degradierung von kleinem landforms, der durch das allgemeine Defizit von kleinen Einfluss-Kratern und die Anwesenheit zahlreicher kleiner Knöpfe, betrachtet unterstützt wird, ihre Reste zu sein. Die absoluten Alter des landforms sind nicht bekannt.

Callisto wird durch eine äußerst dünne Atmosphäre umgeben, die aus dem Kohlendioxyd und wahrscheinlich molekularen Sauerstoff, sowie durch eine ziemlich intensive Ionosphäre zusammengesetzt ist. Wie man denkt, hat sich Callisto durch die langsame Zunahme von der Platte des Benzins und Staubs geformt, der Jupiter nach seiner Bildung umgeben hat. Die allmähliche Zunahme von Callisto und der Mangel an der Gezeitenheizung haben bedeutet, dass nicht genug Hitze für die schnelle Unterscheidung verfügbar war. Die langsame Konvektion im Interieur von Callisto, der bald nach der Bildung angefangen hat, hat zu teilweiser Unterscheidung und vielleicht zur Bildung eines unterirdischen Ozeans an einer Tiefe 100-150 km und ein kleiner, felsiger Kern geführt.

Die wahrscheinliche Anwesenheit eines Ozeans innerhalb von Blättern von Callisto öffnet die Möglichkeit, dass sie Leben beherbergen konnte. Jedoch, wie man denkt, sind Bedingungen weniger günstig als auf nahe gelegener Europa. Verschiedene Raumsonden von Pionieren 10 und 11 Galileo und Cassini haben den Mond studiert. Wegen seiner niedrigen Strahlenniveaus ist Callisto lange als der passendste Platz für eine menschliche Basis für die zukünftige Erforschung des Systems von Jovian betrachtet worden.

Entdeckung und das Namengeben

Callisto wurde von Galileo im Januar 1610 zusammen mit drei anderen großen Monden von Jovian — Ganymede, Io und Europa entdeckt. Callisto wird nach einem von Zeus vielen Geliebten in der griechischen Mythologie genannt. Callisto war eine Nymphe (oder, gemäß einigen Quellen, der Tochter von Lycaon), wer mit der Göttin der Jagd, Artemis vereinigt wurde. Der Name wurde von Simon Marius bald nach der Entdeckung des Monds angedeutet. Marius hat den Vorschlag Johannes Kepler zugeschrieben. Jedoch sind die Namen der galiläischen Satelliten ins Missfallen eine längere Zeit gefallen, und wurden in der üblichen Anwendung bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts nicht wiederbelebt. In viel von der früheren astronomischen Literatur wird auf Callisto durch seine Benennung der Römischen Ziffer, ein System verwiesen, das von Galileo, als oder als "der vierte Satellit Jupiters" eingeführt ist. Im wissenschaftlichen Schreiben ist die adjektivische Form des Namens Callistoan,

ausgesprochen, oder Callistan.

Bahn und Folge

Callisto ist von den vier galiläischen Monden Jupiters am äußersten. Es umkreist in einer Entfernung von etwa 1 880 000 km (26.3mal die 71 492 km Radius Jupiters selbst). Das ist bedeutsam größer als der Augenhöhlenradius 1 070 000 km - des nächst-nächsten galiläischen Satelliten, Ganymedes. Infolge dieser relativ entfernten Bahn nimmt Callisto an der Mittelbewegungsklangfülle nicht teil — in dem die drei inneren galiläischen Satelliten geschlossen werden — und wahrscheinlich nie hat.

Wie die meisten anderen regelmäßigen planetarischen Monde wird die Folge von Callisto geschlossen, um mit seiner Bahn gleichzeitig zu sein. Die Länge des Tages von Callistoan, gleichzeitig seiner Augenhöhlenperiode, ist ungefähr 16.7 Erdtage. Seine Bahn ist sehr ein bisschen exzentrisch und zum Äquator von Jovian, mit der Seltsamkeit und Neigung aufgelegt, die sich quasiregelmäßig wegen planetarischer und Sonnengravitationsunruhen auf einer Zeitskala von Jahrhunderten ändert. Die Reihen der Änderung sind 0.0072-0.0076 und 0.20-0.60 ° beziehungsweise. Diese Augenhöhlenschwankungen veranlassen die axiale Neigung (der Winkel zwischen Rotations- und Augenhöhlenäxten), sich zwischen 0.4 und 1.6 ° zu ändern.

Die dynamische Isolierung von Callisto bedeutet, dass es nie merkbar Gezeiten-geheizt worden ist, der wichtige Folgen für seine innere Struktur und Evolution gehabt hat. Seine Entfernung von Jupiter bedeutet auch, dass der Fluss der beladenen Partikel vom magnetosphere des Planeten an seiner Oberfläche - ungefähr 300mal tiefer relativ niedrig ist als, zum Beispiel, das an Europa. Folglich, verschieden von den anderen galiläischen Monden, hat Ausstrahlen der beladenen Partikel eine relativ geringe Wirkung auf die Oberfläche von Callistoan gehabt. Das Strahlenniveau an der Oberfläche von Callisto ist zu einer Dosis von ungefähr 0.01 rem (0.1 mSv) pro Tag gleichwertig.

Physische Eigenschaften

Zusammensetzung

Die durchschnittliche Dichte von Callisto, 1.83 g/cm, deutet eine Zusammensetzung von ungefähr gleichen Teilen des felsigen materiellen und Wassereises mit einem zusätzlichen flüchtigen Eis wie Ammoniak an. Der Massenbruchteil des Eises ist zwischen 49-55 %. Die genaue Zusammensetzung des Felsen-Bestandteils von Callisto ist nicht bekannt, aber ist wahrscheinlich der Zusammensetzung des Typs L/LL gewöhnliche chondrites nah, die durch weniger Gesamteisen, weniger metallisches Eisen und mehr Eisenoxid charakterisiert werden als H chondrites. Das Gewicht-Verhältnis von Eisen zu Silikon ist 0.9:1.3 in Callisto, wohingegen das Sonnenverhältnis ringsherum 1:8 ist.

Die Oberfläche von Callisto hat einen Rückstrahlvermögen von ungefähr 20 %. Wie man denkt, ist seine Oberflächenzusammensetzung seiner Zusammensetzung als Ganzes weit gehend ähnlich. Nah-Infrarotspektroskopie hat die Anwesenheit von Wassereisabsorptionsbändern an Wellenlängen 1.04, 1.25, 1.5, 2.0 und 3.0 Mikrometer offenbart. Wassereis scheint, auf der Oberfläche von Callisto mit einem Massenbruchteil von 25-50 % allgegenwärtig zu sein. Die Analyse von hochauflösenden, nah-infraroten und UV Spektren, die durch das Raumfahrzeug von Galileo und vom Boden erhalten sind, hat verschiedene Nichteismaterialien offenbart: Magnesium - und Eisenlager hat Silikat, Kohlendioxyd, Schwefel-Dioxyd, und vielleicht Ammoniak und verschiedene organische Zusammensetzungen hydratisiert. Geisterhafte Daten zeigen an, dass die Oberfläche des Monds an der kleinen Skala äußerst heterogen ist. Kleine, helle Flecke des reinen Wassereises werden mit Flecken von Felseismischung vermischt und haben dunkle aus einem Nichteismaterial gemachte Gebiete erweitert.

Die Callistoan-Oberfläche ist asymmetrisch: Die Haupthalbkugel - die Halbkugel, die der Richtung der Augenhöhlenbewegung gegenübersteht - ist dunkler als die schleifende. Das ist von anderen galiläischen Satelliten verschieden, wo die Rückseite wahr ist. Die schleifende Halbkugel von Callisto scheint, im Kohlendioxyd bereichert zu werden, während die Haupthalbkugel mehr Schwefel-Dioxyd hat. Viele frische Einfluss-Krater wie Lofn zeigen auch Bereicherung im Kohlendioxyd. Insgesamt kann die chemische Zusammensetzung der Oberfläche, besonders in den dunklen Gebieten, dem nah sein, das auf D-Typ-Asteroiden gesehen ist, deren Oberflächen aus dem kohlenstoffhaltigen Material gemacht werden.

Innere Struktur

Die zerschlagene Oberfläche von Callisto liegt oben auf einem kalten, steifen und eisigen lithosphere, der zwischen 80 und 150 km dick ist. Ein salziger Ozean 50-200 kann km tief unter der Kruste liegen, die durch Studien der magnetischen Felder um Jupiter und seiner Monde angezeigt ist. Es wurde gefunden, dass Callisto auf das unterschiedliche magnetische Hintergrundfeld von Jupiter wie ein vollkommen führender Bereich antwortet; d. h. das Feld kann innerhalb des Monds nicht eindringen, eine Schicht von hoch leitender Flüssigkeit innerhalb seiner mit einer Dicke von mindestens 10 km andeutend. Die Existenz eines Ozeans ist wahrscheinlicher, wenn Wasser einen kleinen Betrag von Ammoniak oder anderem Frostschutzmittel, bis zu 5 % durch das Gewicht enthält. In diesem Fall kann der Ozean so dick sein wie 250-300 km. Einem Ozean fehlend, kann der eisige lithosphere, bis zu ungefähr 300 km etwas dicker sein.

Unter dem lithosphere und vermeintlichen Ozean scheint das Interieur von Callisto, weder völlig gleichförmig noch besonders variabel zu sein. Galileo orbiter Daten (besonders der ohne Dimension Moment der Trägheit 0.3549 ± 0.0042-entschlossene während des Endes flybys) schlägt vor, dass sein Interieur aus komprimierten Felsen und Eis mit dem Betrag des Felsens zusammengesetzt wird, der mit der Tiefe wegen des teilweisen Festsetzens seiner Bestandteile zunimmt. Mit anderen Worten wird Callisto nur teilweise unterschieden. Die Dichte und Moment der Trägheit ist mit der Existenz eines kleinen Silikat-Kerns im Zentrum des Satelliten vereinbar. Der Radius jedes solchen Kerns kann 600 km nicht zu weit gehen, und die Dichte kann zwischen 3.1 und 3.6 g/cm liegen. Das Interieur von Callisto ist in der steifen Unähnlichkeit diesem von Ganymede, der scheint, völlig unterschieden zu werden.

Oberflächeneigenschaften

Die alte Oberfläche von Callisto ist einer am schwersten cratered im Sonnensystem. Tatsächlich ist die Krater-Dichte in der Nähe von: Jeder neue Krater wird dazu neigen, einen älteren zu löschen. Die groß angelegte Geologie ist relativ einfach; es gibt keine großen Berge von Callistoan, Vulkane oder andere endogenic tektonische Eigenschaften. Die Einfluss-Krater und Mehrringstrukturen — zusammen mit verbundenen Brüchen, steilen Böschungen und Ablagerungen — sind die einzigen großen auf der Oberfläche zu findenden Eigenschaften.

Die Oberfläche von Callisto kann in mehrere geologisch verschiedene Teile geteilt werden: Cratered-Prärie, leichte Prärie, helle und dunkle glatte Prärie und verschiedene Einheiten haben mit besonderen Mehrringstrukturen und Einfluss-Kratern verkehrt. Die cratered Prärie setzt den grössten Teil der Fläche ein und vertritt den alten lithosphere, eine Mischung des felsigen und Eismaterials. Die leichte Prärie schließt helle Einfluss-Krater wie Burr und Lofn, sowie die weggewischten Reste von alten großen Kratern genannt Palimpsests, die Hauptteile von Mehrringstrukturen und isolierten Flecke in der cratered Prärie ein. Wie man denkt, ist diese leichte Prärie eisige Einfluss-Ablagerungen. Die helle, glatte Prärie setzt einen kleinen Bruchteil der Oberfläche von Callistoan ein und wird im Kamm und den Trog-Zonen der Bildungen von Valhalla und Asgard und als isolierte Punkte in der cratered Prärie gefunden. Wie man glaubte, wurden sie mit der endogenic Tätigkeit verbunden, aber die hochauflösenden Images von Galileo haben gezeigt, dass das helle, glatte Prärie-Korrelat mit dem schwer zerbrochenen und knorrigen Terrain und keine Zeichen des Wiederauftauchens zeigt. Die Images von Galileo haben auch kleine, dunkle, glatte Gebiete mit dem gesamten Einschluss weniger als 10,000 km offenbart, die zu embay das Umgebungsterrain erscheinen. Sie sind mögliche Cryovolcanic-Ablagerungen. Sowohl das Licht als auch die verschiedene glatte Prärie sind etwas jünger und weniger cratered als der Hintergrund cratered Prärie.

Einfluss-Krater-Diameter gesehene Reihe von 0.1 km-a Grenze, die durch die Bildaufbereitungsentschlossenheit - zu mehr als 100 km definiert ist, die Mehrringstrukturen nicht aufzählend. Kleine Krater, mit Diametern weniger als 5 km, haben einfache Schüssel oder Wohnungs Gestalten. Jene 5-40 km darüber haben gewöhnlich eine Hauptspitze. Größere Einfluss-Eigenschaften, mit Diametern in der Reihe 25-100 km, haben Hauptgruben statt Spitzen wie der Krater Tindr. Die größten Krater mit Diametern mehr als 60 können km Hauptkuppeln haben, die sich wie man denkt, aus tektonischer Haupterhebung nach einem Einfluss ergeben; Beispiele schließen Krater von Doh und Hár ein. Eine kleine Zahl von sehr großen mehr 100 km im Diameter - und helle Einfluss-Krater zeigt anomale Kuppel-Geometrie. Diese sind ungewöhnlich seicht und können ein Übergangslandform zu den Mehrringstrukturen, als mit der Einfluss-Eigenschaft von Lofn sein. Krater von Callistoan sind allgemein seichter als diejenigen auf dem Mond.

Die größten Einfluss-Eigenschaften auf der Oberfläche von Callistoan sind Mehrringwaschschüsseln. Zwei sind enorm. Walhalla, ist mit einem hellen Hauptgebiet 600 Kilometer im Durchmesser und dem Ringverlängern so weit 1,800 Kilometer vom Zentrum am größten (sieh Zahl). Das zweitgrößte ist Asgard, ungefähr 1,600 Kilometer im Durchmesser messend. Mehrringstrukturen haben wahrscheinlich infolge eines Posteinflusses das konzentrische Zerbrechen des lithosphere hervorgebracht, der auf einer Schicht des weichen oder flüssigen Materials, vielleicht ein Ozean liegt. Catenae-zum-Beispiel Gomul Befehlskette - sind lange Ketten von Einfluss-Kratern, die in Geraden über die Oberfläche aufgestellt sind. Sie wurden wahrscheinlich durch Gegenstände geschaffen, die Gezeiten-gestört wurden, als sie in der Nähe von Jupiter vor dem Einfluss auf Callisto, oder durch sehr Einflüsse gegangen sind. Ein historisches Beispiel einer Störung war Komet-Schuhmacher-Erhebung 9.

Wie oben erwähnt werden kleine Flecke des reinen Wassereises mit einem Rückstrahlvermögen nicht weniger als 80 % auf der Oberfläche von Callisto gefunden, der durch das viel dunklere Material umgeben ist. Hochauflösende Images von Galileo haben die hellen Flecke gezeigt, um auf Hochoberflächeneigenschaften gelegener predominately zu sein: Krater-Ränder, steile Böschungen, Kämme und Knöpfe. Sie werden wahrscheinlich dünne Wasserfrostablagerungen sein. Dunkles Material liegt gewöhnlich in der Tiefland-Umgebung und dem Überziehen heller Eigenschaften und scheint, glatt zu sein. Es bildet häufig Flecke bis zu 5 km über innerhalb der Krater-Stöcke und in den Zwischenkrater-Depressionen.

Auf einer Subkilometer-Skala wird die Oberfläche von Callisto mehr erniedrigt als die Oberflächen anderer eisiger galiläischer Monde. Normalerweise gibt es ein Defizit von kleinen Einfluss-Kratern mit Diametern weniger als 1 km im Vergleich zu, zum Beispiel, die dunkle Prärie auf Ganymede. Statt kleiner Krater sind die fast allgegenwärtigen Oberflächeneigenschaften kleine Knöpfe und Gruben. Wie man denkt, vertreten die Knöpfe Reste von durch einen bis jetzt unsicheren Prozess erniedrigten Krater-Rändern. Der wahrscheinlichste Kandidat-Prozess ist die langsame Sublimierung des Eises, das durch eine Temperatur von bis zu 165 K ermöglicht wird, die an einem Subsonnenpunkt erreicht sind. Solche Sublimierung von Wasser oder anderem volatiles vom schmutzigen Eis, das die Grundlage ist, verursacht seine Zergliederung. Die Nichteisreste bilden Schutt-Lawinen, die vom Hang der Krater-Wände hinuntersteigen. Solche Lawinen werden häufig nahe und innerhalb von Einfluss-Kratern beobachtet und haben "Schutt-Schürzen" genannt. Manchmal werden Krater-Wände durch gewundene talähnliche Einschnitte genannt "Sinkkasten" geschnitten, die bestimmten Marsoberflächeneigenschaften ähneln. In der Eissublimierungshypothese wird das tief liegende dunkle Material als eine Decke des in erster Linie Nichteisschuttes interpretiert, der aus den erniedrigten Rändern von Kratern entstanden ist und eine vorherrschend eisige Grundlage bedeckt hat.

Die Verhältnisalter der verschiedenen Oberflächeneinheiten auf Callisto können von der Dichte von Einfluss-Kratern auf ihnen bestimmt werden. Je älter die Oberfläche, desto dichter die Krater-Bevölkerung. Absolute Datierung ist nicht ausgeführt, aber auf theoretischen Rücksichten gestützt worden, wie man denkt, ist die cratered Prärie ~4.5 Milliarde Jahre alt, fast auf die Bildung des Sonnensystems zurückgehend. Die Alter von Mehrringstrukturen und Einfluss-Kratern hängen von gewähltem Hintergrund cratering Raten ab und werden von verschiedenen Autoren geschätzt, sich zwischen 1 und 4 Milliarden Jahren zu ändern.

Atmosphäre und Ionosphäre

Callisto ließ eine sehr feine Atmosphäre des Kohlendioxyds zusammensetzen. Es wurde vom Galileo Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) von seiner Absorptionseigenschaft in der Nähe von der Wellenlänge 4.2 Mikrometer entdeckt. Wie man schätzt, ist der Oberflächendruck 7.5 Bar (0.75 µPa) und Partikel-Dichte 4 Cm. Weil solch eine dünne Atmosphäre in nur ungefähr 4 Tagen verloren würde (sieh atmosphärische Flucht), es muss ständig vielleicht durch die langsame Sublimierung des Kohlendioxyd-Eises von der eisigen Kruste des Satelliten wieder gefüllt werden, die mit der Sublimierungsdegradierungshypothese für die Bildung der Oberflächenknöpfe vereinbar sein würde.

Die Ionosphäre von Callisto wurde zuerst während Galileos flybys entdeckt; seine hohe Elektrondichte von 7-17 Cm kann durch die Photoionisation des atmosphärischen Kohlendioxyds allein nicht erklärt werden. Folglich wird es vermutet, dass die Atmosphäre von Callisto wirklich durch molekularen Sauerstoff (in Beträgen beherrscht wird, die 10-100mal größer sind als).

Jedoch ist Sauerstoff in der Atmosphäre von Callisto noch nicht direkt entdeckt worden. Beobachtungen mit Hubble Space Telescope (HST) haben eine obere Grenze auf seiner möglichen Konzentration in der Atmosphäre gelegt, die auf dem Mangel an der Entdeckung gestützt ist, die noch mit den ionosphärischen Maßen vereinbar ist. Zur gleichen Zeit ist HST im Stande gewesen, kondensierten auf der Oberfläche von Callisto gefangenen Sauerstoff zu entdecken.

Ursprung und Evolution

Die teilweise Unterscheidung von Callisto (abgeleitet z.B vom Moment von Trägheitsmaßen) bedeutet, dass es genug nie geheizt worden ist, um seinen Eisbestandteil zu schmelzen. Deshalb ist das günstigste Modell seiner Bildung eine langsame Zunahme in der niedrigen Dichte Platte des Subnebelflecks-a von Jovian des Benzins, und stauben Sie ab, der um Jupiter nach seiner Bildung bestanden hat. Solch eine anhaltende Akkretionsbühne würde erlauben kühl zu werden, um mit der Hitzeanhäufung größtenteils Schritt zu halten, die durch Einflüsse, radioaktiven Zerfall und Zusammenziehung verursacht ist, dadurch das Schmelzen und die schnelle Unterscheidung verhindernd. Die zulässige Zeitskala der Bildung von Callisto liegt dann in der Reihe 0.1 Millionen 10 Millionen Jahre.

Die weitere Evolution von Callisto nach der Zunahme wurde durch das Gleichgewicht der radioaktiven Heizung bestimmt, durch die Wärmeleitung in der Nähe von der Oberfläche, und den festen Zustand oder die Subschrägstrich-Konvektion im Interieur kühl werdend. Details der Subschrägstrich-Konvektion im Eis sind die Hauptquelle der Unklarheit in den Modellen aller eisigen Monde. Wie man bekannt, entwickelt es sich, wenn die Temperatur genug dem Schmelzpunkt wegen der Temperaturabhängigkeit der Eisviskosität nah ist. Die Subschrägstrich-Konvektion in eisigen Körpern ist ein langsamer Prozess mit Eisbewegungen der Ordnung von 1 Zentimeter pro Jahr, aber, ist tatsächlich, ein sehr wirksamer kühl werdender Mechanismus auf langen Zeitskalen. Wie man denkt, geht es im so genannten stehenden Deckel-Regime weiter, wo eine steife, kalte Außenschicht des Monds Hitze ohne Konvektion, während das Eis darunter convects im Subschrägstrich-Regime führt. Für Callisto entspricht die leitende Außenschicht dem kalten und starren lithosphere mit einer Dicke von ungefähr 100 km. Seine Anwesenheit würde den Mangel an irgendwelchen Zeichen der endogenic Tätigkeit auf der Oberfläche von Callistoan erklären. Die Konvektion in den Innenteilen von Callisto kann layered sein, weil unter dem Hochdruck gefunden dort Wassereis in verschiedenen kristallenen Phasen besteht, die vom Eis I auf der Oberfläche beginnen, um VII im Zentrum zu vereisen. Der frühe Anfall der Subschrägstrich-Konvektion im Interieur von Callistoan könnte das groß angelegte Eisschmelzen und jede resultierende Unterscheidung verhindert haben, die einen großen felsigen eisigen und Kernmantel sonst gebildet hätte. Wegen des Konvektionsprozesses, jedoch, der sehr langsamen und teilweisen Trennung und der Unterscheidung von Felsen und Eis innerhalb von Callisto ist auf Zeitskalen von Milliarden von Jahren weitergegangen und kann bis jetzt weitergehen.

Das aktuelle Verstehen der Evolution von Callisto berücksichtigt die Existenz einer Schicht oder "den Ozean" von flüssigem Wasser in seinem Interieur. Das wird mit dem anomalen Verhalten des Eises die schmelzende Temperatur von I Phase verbunden, die mit dem Druck abnimmt, Temperaturen mindestens 251 K an 2,070 Bar (207 MPa) erreichend. In allen realistischen Modellen von Callisto ist die Temperatur in der Schicht zwischen 100 und 200 km eingehend sehr in der Nähe davon, oder geht ein bisschen, diese anomale schmelzende Temperatur zu weit. Die Anwesenheit sogar kleiner Beträge von Ammoniak - ungefähr 1-2 % durch das Gewicht fast versichern die Existenz von Flüssigkeit, weil Ammoniak die schmelzende Temperatur noch weiter senken würde.

Während Callisto in Hauptteil-Eigenschaften Ganymede sehr ähnlich ist, hatte es anscheinend eine viel einfachere geologische Geschichte. Die Oberfläche scheint, hauptsächlich durch Einflüsse und andere Exogenic-Kräfte gestaltet worden zu sein. Verschieden von benachbartem Ganymede mit seinem gerillten Terrain gibt es wenige Beweise der tektonischen Tätigkeit. Erklärungen, die für die Unähnlichkeiten in der inneren Heizung und folgenden Unterscheidung und geologischen Tätigkeit zwischen Callisto und Ganymede vorgeschlagen worden sind, schließen Unterschiede in Bildungsbedingungen, die größere Gezeitenheizung ein, die von Ganymede und die zahlreicheren und energischen Einflüsse erfahren ist, die von Ganymede während der Späten Schweren Beschießung ertragen worden sein würden. Die relativ einfache geologische Geschichte von Callisto versorgt planetarische Wissenschaftler mit einem Bezugspunkt zum Vergleich mit anderen aktiveren und komplizierten Welten.

Möglichkeit des Lebens im Ozean

Als mit Europa und Ganymede ist die Idee erhoben worden, dass außerirdisches mikrobisches Leben in einem salzigen Ozean unter der Oberfläche von Callistoan bestehen kann. Jedoch scheinen die Bedingungen für das Leben, auf Callisto weniger günstig zu sein, als auf Europa. Die Hauptgründe sind der Mangel am Kontakt mit dem felsigen Material und dem niedrigeren Hitzefluss vom Interieur von Callisto. Wissenschaftler Torrence Johnson hat den folgenden über das Vergleichen der Verschiedenheit des Lebens auf Callisto mit der Verschiedenheit auf anderen galiläischen Monden gesagt:

Gestützt auf den Rücksichten, die oben und auf anderen wissenschaftlichen Beobachtungen erwähnt sind, wird es die von allen galiläischen Monden von Jupiter gedacht, Europa hat die größte Chance, mikrobisches Leben zu unterstützen.

Erforschung

Der Pionier 10 und Pionier 11 Begegnungen von Jupiter am Anfang der 1970er Jahre haben wenig neue Information über Callisto im Vergleich damit beigetragen, was bereits von Erdbeobachtungen bekannt war. Der echte Durchbruch hat später mit dem Reisenden 1 und 2 flybys in 1979-1980 zufällig. Sie haben mehr als Hälfte der Oberfläche von Callistoan mit einer Entschlossenheit 1-2 km dargestellt, und haben genau seine Temperatur, Masse und Gestalt gemessen. Eine zweite Runde der Erforschung hat von 1994 bis 2003 gedauert, als das Raumfahrzeug von Galileo acht nahe Begegnungen mit Callisto hatte, ist die letzte Luftparade während der C30 Bahn 2001 so nahe gekommen wie 138 km zur Oberfläche. Der Galileo orbiter hat die globale Bildaufbereitung der Oberfläche vollendet und hat mehrere Bilder mit einer Entschlossenheit nicht weniger als 15 Meter von ausgewählten Gebieten von Callisto geliefert. 2000 hat das Raumfahrzeug von Cassini en route zum Saturn Qualitätsinfrarotspektren der galiläischen Satelliten einschließlich Callisto erworben. Im Februar-März 2007 hat die Neue Horizont-Untersuchung auf seinem Weg dem Pluto neue Images und Spektren von Callisto erhalten.

Vorgeschlagen für einen Start 2020 ist Europa Jupiter System Mission (EJSM) ein NASA/ESA gemeinsamer Vorschlag für die Erforschung von Monden von Jupiter. Im Februar 2009 wurde es bekannt gegeben, dass ESA/NASA diese Mission vor der Koloss-Saturn-Systemmission vordringlich behandelt hatte. Der Beitrag von ESA wird noch gegenüberstehen, Konkurrenz aus anderen ESA-Projekten finanziell zu unterstützen. EJSM besteht aus dem von der NASA geführten Jupiter Europa Orbiter, dem GeESA-führten Jupiter Ganymede Orbiter, und vielleicht einem GeJAXA-führten Jupiter Magnetospheric Orbiter.

Potenzielle Kolonisation

2003 hat NASA eine Begriffsstudie genannt Human Outer Planets Exploration (HOPE) bezüglich der zukünftigen menschlichen Erforschung des Außensonnensystems geführt. Das Ziel, das gewählt ist, um im Detail in Betracht zu ziehen, war Callisto.

Es wurde vorgeschlagen, dass es möglich sein konnte, eine Oberflächenbasis auf Callisto zu bauen, der Brennstoff für die weitere Erforschung des Sonnensystems erzeugen würde. Vorteile einer Basis auf diesem Mond schließen die niedrige Radiation (wegen der Entfernung von Callisto von Jupiter) und geologische Stabilität ein. Es konnte entfernte Erforschung von Europa erleichtern, oder eine ideale Position für ein System von Jovian waystation Wartung des Raumfahrzeugs sein, das weiter ins Außensonnensystem geht, das Verwenden eines Ernstes hilft von einer nahen Luftparade Jupiters nach der Abreise von Callisto.

In einem Bericht im Dezember 2003 hat NASA Glauben ausgedrückt, dass ein Versuch für eine besetzte Mission zu Callisto in den 2040er Jahren möglich sein kann.

Siehe auch

• Die Monde von Jupiter in der Fiktion
• Liste von Kratern auf Callisto
• Liste von geologischen Eigenschaften auf Callisto
• Monde Jupiters
• Walhalla (Krater)

Referenzen

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Links

• Callisto Profil an der Sonnensystemerforschungsseite der NASA
• Seite von Callisto an Den Planeten
• Seite von Callisto bei Ansichten vom Sonnensystem
• Datenbank des Kraters Callisto vom planetarischen und Mondinstitut
• Images von Callisto an der planetarischen Photozeitschrift von JPL
• Film der Folge von Callisto von der Nationalen Ozeanischen und Atmosphärischen Regierung
• Callisto stellen mit Eigenschaft-Namen aus der Planetarischen Photozeitschrift kartografisch dar
• Nomenklatur von Callisto und Callisto stellen mit Eigenschaft-Namen von der USGS planetarischen Nomenklatur-Seite kartografisch dar
• Die 3D-Images von Paul Schenk und Luftparade-Videos von Callisto und anderen Außensonnensystemsatelliten
• Menschliche Außenplanet-Erforschung (2003) - NASA (mit Callisto dringt forschend ein und besetzte Missionskonzepte)