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Aggiornato il 18/10/2020
Callisto
Introduzione:
Scoperto da Galileo Galilei nel 1610, Callisto ha un diametro di 4821 km, equivalente al 99% del diametro del pianeta Mercurio ma solo circa un terzo della sua massa. È la quarta luna galileiana in ordine di distanza da Giove, trovandosi a circa 1.880.000 km dal pianeta, intorno a cui ruota sincronamente in 16,6890184 giorni.
Callisto non partecipa alla risonanza orbitale che coinvolge gli altri 3 satelliti galileiani: Io, Europa e Ganimede, quindi non subisce i riscaldamenti mareali, che originano i fenomeni endogeni presenti su Io ed Europa.
Privo di campo magnetico interno e appena al di fuori della fascia di radiazioni del gigante gassoso, non interagisce particolarmente con la magnetosfera di Giove.
La radiazione registrata sulla superficie è di soli 0,1 mSv, un settimo di quella sulla Terra, e 10 volte meno di Ganimede, un posto ideale per creare basi ed habitat per gli esseri umani.
Dati Fisici:
Callisto , che ha un diametro di 4.820,6 km, con un albedo di 0,20, è composto, più o meno in egual misura, da rocce e ghiacci, con una densità media di circa 1,83 kg/dm³, la più bassa tra i satelliti medicei, la sua gravità risulta essere di 1,236 m/s2 mentre la sua velocità di fuga è pari a 2,441 km/s.
La temperatura media superficiale risulta essere di -153°c.
Sulla sua superficie è stata rilevata spettroscopicamente la presenza del ghiaccio d'acqua, del biossido di carbonio, di silicati e composti organici.
La superficie di Callisto è la più antica e la più pesantemente craterizzata del sistema solare, ed è geologicamente stabile, le sue principali caratteristiche superficiali includono strutture con multipli anelli concentrici, con scarpate, creste e depositi ad essi associati, crateri da impatto di varie forme e catene di crateri, ma le età delle diverse morfologie non sono note, ma oltre ai crateri, non ci sono montagne, vulcani o altre caratteristiche tettoniche endogene.
Si ipotizza che la composizione superficiale sia sostanzialmente simile per tutto quanto il satellite, con bande di assorbimento del ghiaccio acqua a lunghezze d'onda di 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 micrometri.
magnesio, anidride carbonica, biossido di zolfo, e forse, ammoniaca e vari composti organici.
I dati spettrali ottenuti nei vari studi, hanno anche indicato che la superficie di Callisto è estremamente eterogenea su piccola scala.
I dati spettrali ottenuti nei vari studi, hanno anche indicato che la superficie di Callisto è estremamente eterogenea su piccola scala.
Fondamentalmente, la superficie è costituita da piccole macchie luminose di ghiaccio puro, mescolati con macchie di una miscela di roccia-ghiaccio e aree scure estese costituite da un materiale non ghiacciato.
I ricercatori hanno studiato se specie portatrici di zolfo sono presenti sulla gelida luna galileiana Callisto analizzando otto spettri di riflettanza nel vicino infrarosso raccolti su una vasta gamma di longitudini del sub-osservatore.
Hanno misurato le aree di banda e le profondità di una caratteristica a 4 micron in questi spettri, che è stata attribuita all'anidride solforosa (SO2), così come ai carbonati, in set di dati raccolti in precedenza di questa luna.
Tutti gli otto spettri che abbiamo raccolto mostrano la banda di 4 micron. I quattro spettri raccolti sull'emisfero principale di Callisto mostrano bande di 4 micron significativamente più forti rispetto ai quattro spettri dell'emisfero finale (differenza> 3 sigma).
Confrontando la posizione della lunghezza d'onda centrale e la forma della banda di 4 micron di Callisto con gli spettri di laboratorio di varie specie e carbonati contenenti zolfo, risulta che su Callisto la banda da 4 micron ha una firma spettrale simile allo zolfo alterato termicamente, nonché una caratteristica di 4,025 micron attribuita al disolfanuro (HS2).
centrato vicino a 4,025 µm (rosso) che è stato attribuito a HS2 (Jimenez-Escobar & Munoz Caro 2011), sfalsato verticalmente per chiarezza. - A destra: confronto tra le bande da 4 µm divise in continuo di Callisto e gli spettri di laboratorio divisi in continuo di Na2CO3 e CaCO3 (viola e fuxia, rispettivamente, Nyquist et al. 1997), sfalsato verticalmente per chiarezza. In entrambi i grafici, la linea tratteggiata a 4,02 µm segna la posizione della lunghezza d'onda centrale della banda di 4 µm identificata negli spettri SpeX di Callisto ).
La nostra analisi quindi supporta la presenza di specie portatrici di S su Callisto ma non è coerente con la presenza di SO2. La banda di 4 micron significativamente più forte rilevata sull'emisfero principale di Callisto potrebbe derivare da collisioni con grani di polvere ricchi di H2S che hanno origine sui satelliti irregolari retrogradi di Giove o dall'impianto di ioni S magnetosferici che hanno origine dall'attività vulcanica su Io.
In alternativa, le specie portatrici di zolfo potrebbero essere originarie di Callisto e sono esposte a collisioni di polvere e impatti più grandi che guidano il ribaltamento della regolite, principalmente sul suo lato principale.
Rispetto alle altre lune galileiane, la superficie di Callisto è piuttosto scura, con un'albedo superficiale di circa il 20%. Un'altra differenza è la natura del suo aspetto asimmetrico. Mentre con gli altri satelliti galileani, l'emisfero principale è più leggero di quello finale, con Callisto è il contrario.
Lo spettro di riflettanza di Callisto, come già accennato, sembra essere una combinazione di ghiaccio d'acqua e un materiale scuro non ghiacciato che potrebbe essere simile alle condriti carbonacee. La superficie di Callisto è sia luminosa (albedo vicino a 0.8) o scura (albedo vicino a 0.2), a poca distanza tra i vari terreni. Lontano dall'opposizione, il lato posteriore è il 12% più luminoso del lato principale, che è opposto a quello degli altri satelliti galileiani. Il materiale luminoso si trova sulle creste di una topografia di alto livello, mentre il materiale scuro si trova quasi sempre nelle zone basse. I grandi crateri da impatto di grandi dimensioni hanno spesso centri e raggi luminosi. Questi crateri sembrano aver perforato alcuni chilometri di regolite contaminata da materiale scuro per raggiungere una zona ghiacciata pulita.
Come sostenuto in primo luogo da Pollack et al. ( 1978 , vedi anche Burns et al., 1979 ), queste condizioni sembrano coerenti con l'idea che Callisto abbia attualmente un rivestimento di materiale scuro che è stato in gran parte messo in atto miliardi di anni fa. Un calcolo indica che 0.001 masse lunari di polvere dei satelliti irregolari si sia trasferita con elevata efficienza a Callisto fino produrre uno strato superficiale di 300 m di spessore. Questa quantità di materiale, se mescolata ai pochi chilometri più alti della crosta di Callisto da impatti, può spiegare i vincoli osservativi di Callisto. Qualsiasi polvere scura che scivola da Callisto e raggiunge Ganimede può spiegare anche i suoi antichi terreni scuri (J. Moore 2009, comunicazione privata, vedi anche Pappalardo et al., 2004 ).
L'osservazione che il lato principale di Callisto è leggermente più scuro della sua superficie finale può anche dirci qualcosa di interessante sull'evoluzione di Callisto. Se un mix 50-50 di polvere prograda e retrograda su orbite modestamente eccentriche dovesse attraversare il percorso di Callisto, la maggior parte del materiale dovrebbe colpire l'emisfero principale di Callisto (cioè, la maggior parte del materiale retrogrado può colpire solo la faccia anteriore, mentre il materiale progrado può colpire entrambi i lati di testa e di coda). Si noti che questo presuppone che Callisto sia sempre stato in rotazione sincrona, il che è vero oggi ma potrebbe non essere vero per tutta la cronologia di Callisto. Se lo fosse, Callisto sarebbe probabilmente molto più oscuro sul lato principale rispetto al suo lato posteriore. Quindi, per spiegare l'asimmetria dei colori limitata di Callisto,
Nuovi lavori di modellazione sulla nostra Luna suggeriscono che grandi eventi di formazione dei grandi bacini da impatto, possono aver permesso di rompere il blocco sincrono con la Terra abbastanza a lungo da far capovolgere le facce iniziali-finali prima di essere ricatturate di nuovo (Wieczorek e LeFeuvre 2009 ). È possibile che lo stesso meccanismo sia applicabile a Callisto.
I crateri:
Quelli di impatto maggiori, con diametri che vanno da 25 – 100 km hanno pozzi centrali invece di picchi. Quelli con diametri superiori a 60 km possono avere cupole centrali, che si ipotizza derivino dal sollevamento tettonico centrale dopo un impatto.
Le maggiori caratteristiche di impatto sulla superficie di Callisto sono i bacini Multi-anello, che probabilmente hanno avuto origine a seguito della fratturazione concentrica post-urto che ha avuto luogo su una parte di litosfera dove si sovrappongono una sezione di materiale morbido o liquido. I più grandi sono Valhalla ed Asgard, le cui regioni centrali e luminose misurano 600 e 1600 km di diametro (rispettivamente) con anelli che si estendono più lontano verso l'esterno.
( Sopra e sotto - Una superficie densamente craterizzata ).
Mappa:
Una mappa di Callisto in alta definizione, la trovate a questo likn, a cura dell' USGS :
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5f/Callisto_USGS_map.jpg
Qui sotto un collage fotografico con le maggiori formazioni.
Struttura:
1) - In questa prima ipotesi si ipotizza che Mantello e Nucleo abbiano composizioni differenti.
Studi condotti dalla sonda Galileo hanno rivelato che Callisto potrebbe avere un piccolo nucleo di silicati e forse uno strato di acqua liquida al di sotto della superficie, a profondità superiori a 100 km, nel dettaglio la superficie butterata di Callisto sovrasta una litosfera gelida, spessa 80–150 km, mentre, ad una profondità di 50–200 km, si troverebbe uno strato di acqua liquida e salata dallo spessore di 10 km, tale oceano interno è stato scoperto indirettamente attraverso studi del campo magnetico attorno a Giove e ai suoi satelliti più interni.
Sotto questo ipotetico oceano, l'interno di Callisto sembra essere composto da rocce e ghiaccio compressi, con la quantità di roccia che cresce con la profondità. Ciò significa, in effetti, che Callisto è solo parzialmente differenziato, con un piccolo nucleo di silicati non più grande di 600 km (e una densità di 3,1-3,6 g/cm ³) circondato da un mix di ghiaccio e roccia.
Non risultano tracce di processi del sottosuolo, come tettonica a placche o vulcanismo e non c'è alcun segno che un'attività geologica si sia mai verificata in passato quindi l'evoluzione della sua superficie si è prodotta principalmente per gli impatti meteoritici.
Il valore della sua densità (1,83 kg/dm3), suggerisce una composizione di parti approssimativamente uguali di materiale roccioso e ghiaccio d'acqua, con alcuni altri ghiacci volatili come l'ammoniaca. Si crede che il ghiaccio costituisca il 49-55% del Satellite, con la componente rocciosa probabilmente costituita da condriti, silicati e ossido di ferro.
2) - Una seconda ipotesi invece prevede che sotto lo strato di acqua salata liquida, la struttura interna non sia differenziata ma omogenea con un miscuglio di ghiaccio e roccia circa al 50%. Come potete notare nel grafico qui a lato, dove è rappresentato uno spaccato del satellite Mediceo più esterno.
Però una mancanza totale di differenziazione interna spiega male la presenza di una crosta ghiacciata con poche rocce ed un oceano liquido sottostante, oltretutto corpi più piccoli e più freddi hanno tutti avuto processi termici di riscaldamento interno che li hanno differenziati, quindi seppur parzialmente è plausibile che anche Callisto abbia in realtà subito una differenziazione tra nucleo con elementi più pesanti e mantello.
Atmosfera:
Callisto ha un'atmosfera molto tenue composta da anidride carbonica che ha una pressione superficiale stimata di 7,5 × 10-¹² Bar (0,75 micro Pascal) e una densità di particelle di 4 × 10E8 per centimetrocubo.
Poiché un'atmosfera così sottile andrebbe persa in soli 4 giorni, deve essere costantemente ricostituita, possibilmente mediante lenta sublimazione del ghiaccio di anidride carbonica proveniente dalla crosta ghiacciata di Callisto.
Sebbene non sia stato rilevato direttamente, si ritiene che l'ossigeno molecolare esista in concentrazioni 10-100 volte superiori alla CO2 . Ciò è testimoniato dall'elevata densità di elettroni della ionosfera del pianeta, che non può essere spiegata dalla fotoionizzazione dell'anidride carbonica da sola. Tuttavia, l'ossigeno condensato è stato rilevato sulla superficie di Callisto, intrappolato all'interno della sua crosta ghiacciata.
Inclinazione:
Callisto mantiene una certa, seppur minima inclinazione dell'asse, e dall'analisi dell'evoluzione di questa minima inclinazione possiamo dedurne la presenza di un oceano sottostante la crosta, e sia la sua migrazione orbitale fino all'orbita attuale.
Questa dissipazione avrebbe dovuto smorzare qualsiasi inclinazione primordiale entro un miliardo di anni, eppure Callisto mantiene un'inclinazione odierna. Sosteniamo che l'inclinazione e l'eccentricità di Callisto siano state entrambe eccitate nel passato relativamente recente (~300 milioni di anni).
Questa eccitazione si è verificata quando Callisto è migrato verso l'esterno secondo il modello di "blocco della risonanza" e ha attraversato una risonanza di movimento medio 2:1 con Ganimede (vedi grafico).
Anche gli elementi orbitali di Ganimede furono eccitati dallo stesso evento.
Per spiegare gli elementi orbitali odierni deduciamo una marea da corpo solido di k2/Q ~ 0,05 per Callisto, ed un valore significativamente inferiore per Ganimede.
In questo recente studio abbiamo seguito due strade per riconciliare l'attuale inclinazione di Callisto con un breve smorzamento dell'inclinazione previsto su scala temporale:
(1) le sue proprietà fisiche hanno ridotto la dissipazione;
oppure
(2) il recente evento dinamico ha aumentato la sua inclinazione.
Abbiamo dimostrato che nonostante le incertezze del coefficiente di resistenza aerodinamica inferiore di Callisto, lo spessore dell'oceano e lo spessore del guscio di ghiaccio, le maree obliquità dell'oceano sono ancora abbastanza forti da smorzare l'inclinazione di Callisto entro pochi miliardi di anni, che questo fatto è incompatibile con un'inclinazione primordiale.
Incorporando una nuova teoria delle maree per la dissipazione nei pianeti giganti, abbiamo trovato scenari in cui si ipotizzano l'inclinazione e l'eccentricità di Callisto che vengono eccitati dall'incrocio di risonanze con Ganimede e dal successivo decadimento ai loro valori attuali.
Misurazioni future del semiasse-maggiore di Callisto della sua velocità di migrazione, dell'asse di obliquità, in risposta alle maree e ai momenti di gravità, fornirà test rigorosi di questo modello di evoluzione qui proposto.
LINK PDF (EN) : https://arxiv.org/pdf/2009.05002.pdf
SCHEDA RIASSUNTIVA DI CALLISTO:
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LEGGI ANCHE:
LIBRO del SISTEMA SOLARE
ALCUNI APPROFONDIMENTI :
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