Callisto (satelit)

Penemuan dan penamaan

Callisto ditemukan oleh Galileo pada Januari 1610 bersamaan dengan tiga bulan Jupiter lainnya: Ganymede, Io, dan Europa. Nama Callisto diambil dari putri Likaon yang bernama Kallisto. Nama ini diusulkan oleh Simon Marius segera setelah penemuan bulan ini. Marius menghubungkan usulan ini dengan Johannes Kepler. Namun, nama-nama satelit Galileo sempat tidak disukai, dan tidak banyak digunakan hingga pertengahan abad ke-20. Dalam buku astronomi awal, Callisto disebut Jupiter IV atau "satelit keempat Jupiter. Dalam penulisan ilmiah bahasa Inggris, bentuk adjektifnya adalah Callistoan,
dilafalkan /ˌkælᵻˈstoʊ.ən/, atau Callistan.

Orbit dan rotasi

Callisto adalah satelit terluar di antara empat satelit Galileo. Satelit ini mengorbit dari jarak sekitar 1.880.000 km (26,3 kali jari-jari Jupiter yang besarnya 71.492 km). Jari-jari orbit Callisto lebih besar daripada jari-jari orbit Ganymede yang besarnya 1.070.000 km. Karena orbitnya yang jauh, Callisto tidak terlibat dalam resonansi orbit antara tiga satelit Galileo lainnya (resonansi Laplace).
Seperti satelit-satelit lain, rotasi Callisto terkunci pasang surut, sehingga satu permukaan selalu menghadap Jupiter. Lama hari di Callisto (dan juga periode orbitnya) adalah 16,7 hari Bumi. Orbitnya eksentrik dan terinklinasi ke khatulistiwa Jupiter, yang juga berubah-ubah hampir secara berkala akibat perturbasi gravitasi matahari dan planet dalam skala abad. Rata-rata perubahannya adalah 0,0072–0,0076 untuk eksentrisitas dan 0,20–0,60° untuk inklinasi. Variasi orbit tersebut mengakibatkan kemiringan sumbu bervariasi antara 0,4 dan 1,6°.
Karena tidak turut serta dalam resonansi Laplace, Callisto tampaknya tidak pernah mengalami pemanasan pasang surut, sehingga memengaruhi struktur dalam dan evolusi Callisto. Selain itu, akibat jaraknya yang jauh, fluks partikel bermuatan dari magnetosfer Jupiter di permukaan Callisto juga relatif rendah—sekitar 300 kali lebih rendah dari Europa. Maka, tidak seperti satelit Galileo lainnya, iradiasi partikel bermuatan tidak banyak berpengaruh di permukaan Callisto. Tingkat radiasi di permukaan Callisto kurang lebih 0,01 rem (0,1 mSv) per hari.

Komposisi

Rata-rata massa jenis Callisto adalah 1.83 g/cm³, yang menunjukkan bahwa satelit tersebut terdiri dari materi berbatu dan es air, dengan beberapa es volatil tambahan seperti amonia. Fraksi massa es berkisar antara 49–55%. Komposisi bebatuan Callisto masih belum diketahui secara pasti, tetapi kemungkinan terdiri dari kondrit O tipe L/LL yang memiliki lebih sedikit besi, besi metalik, dan lebih banyak besi oksida daripada kondrit H. Rasio massa besi dengan silikon adalah 0,9—1,3 di Callisto, sementara rasio mataharinya 1:8.
Permukaan Callisto albedonya sekitar 20%. Komposisi permukaannya diduga mirip dengan komposisi secara keseluruhan. Spektroskopi inframerah dekat telah menunjukkan adanya pita serapan es air dengan panjang gelombang 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 dan 3,0 mikrometer. Es air tampaknya ada di mana saja di permukaan Callisto, dengan fraksi massa 25–50%. Analisis spektra inframerah dan UV beresolusi tinggi yang didapat oleh wahana Galileo dari permukaan telah menunjukkan keberadaan berbagai materi non-es: silikat terhidrasi yang mengandung magnesium dan besi, karbon dioksida, sulfur dioksida, dan kemungkinan amonia serta berbagai senyawa organik. Data spektrum menunjukkan bahwa permukaan Callisto sangat heterogen dalam skala kecil. Wilayah es air murni yang kecil dan cerah tercampur dengan wilayah campuran es bebatuan dan wilayah gelap luas yang terdiri dari materi non-es.
Permukaan Callisto bersifat asimetris: belahan depannya—yang menghadap ke arah gerakan orbit—lebih gelap daripada yang di belakang. Hal ini berbeda dengan satelit Galileo lainnya karena di satelit-satelit tersebut belahan depan lebih terang daripada belahan belakang. Belahan belakang Callisto tampaknya kaya akan karbon dioksida, sementara belahan depannya mengandung lebih banyak sulfur dioksida. Banyak kawah tubrukan baru seperti Lofn yang kaya akan karbon dioksida. Secara keseluruhan, komposisi kimia permukaan, terutama wilayah yang gelap, mirip dengan asteroid tipe D yang permukaannya juga kaya akan karbon.

Struktur dalam

Permukaan Callisto berada di atas litosfer yang dingin, keras, dan ber-es, dengan ketebalan antara 80 hingga 150 km. Samudra bergaram dengan kedalaman 50–200 km mungkin ada di bawah kerak, yang ditunjukkan melalui penelitian medan magnet di sekitar Jupiter dan satelit-satelitnya. Berdasarkan penelitian tersebut, medan magnet tidak dapat memasuki Callisto, sehingga menunjukkan bahwa mungkin ada lapisan cairan yang sangat konduktif dengan kedalaman paling tidak 10 km. Keberadaan samudra menjadi lebih mungkin bila air tersebut mengandung sedikit amonia atau antibeku lainnya. Apabila hal tersebut benar, samudra ini bisa mencapai ketebalan 250–300 km. Jika tidak, litosfer ber-es mungkin lebih tebal hingga mencapai 300 km.
Di bawah litosfer dan samudra yang diduga ada, wilayah dalam Callisto tampak tidak seragam ataupun beragam. Berdasarkan data wahana Galileo (terutama momen inersia yang tak berdimensi, yaitu 0.3549 ± 0.0042) menunjukkan bahwa bagian dalamnya terdiri dari batu dan es, dan semakin dalam lapisan semakin banyak bebatuan. Dalam kata lain, Callisto hanya terdiferensiasi sebagian. Massa jenis dan momen inersia juga menunjukkan keberadaan inti bersilikat di pusat Callisto. Jari-jari inti tersebut tidak dapat melebihi 600 km, dan massa jenisnya mungkin bervariasi antara 3.1 hingga 3.6 g/cm³. Bagian dalam Callisto berbeda jauh dengan Ganymede yang sangat terdiferensiasi.

Kenampakan permukaan

Permukaan Callisto merupakan salah satu yang paling dipenuhi kawah di Tata Surya. Nyatanya, setiap kawah baru yang terbentuk akan menghapus kawah yang lama. Geologi Callisto sendiri sangat sederhana: tidak ada gunung, gunung berapi, atau fitur tektonik dan endogenik lainnya. Kawah tubrukan dan struktur cincin ganda-serta kekar, gawir, dan endapan—adalah satu-satunya kenampakan besar yang dapat ditemui di permukaan.
Permukaan Callisto dapat dibagi menjadi beberapa bagian yang berbeda secara geologis: dataran berkawah, dataran terang, dataran halus yang terang dan gelap, dan berbagai satuan yang terkait dengan struktur cincin ganda dan kawah tubrukan. Dataran berkawah meliputi sebagian besar permukaan dan mewakili litosfer kuno. Dataran ini merupakan campuran antara materi ber-es dan berbatu. Sementara itu, dataran terang meliputi kawah yang terang (seperti kawah Burr dan Lofn, sisa kawah tua yang besar yang disebut palimpsest, bagian tengah struktur cincin ganda, dan bagian terisolasi di dataran berkawah. Dataran terang tersebut diduga merupakan endapan tubrukan yang ber-es. Dataran halus yang terang dan gelap meliputi sebagian kecil permukaan Callisto dan dapat ditemui di punggung Valhalla dan Asgard dan tempat terisolasi di dataran berkawah. Dataran tersebut diduga diakibatkan oleh aktivitas endogenik, tetapi citra wahana Galileo yang beresolusi tinggi menunjukkan bahwa dataran halus yang terang terkait dengan medan yang penuh rekahan dan knob dan tidak menunjukkan tanda-tanda pelapisan kembali. Citra wahana Galileo juga menunjukkan bahwa wilayah halus yang kecil dan gelap yang meliputi kurang dari 10.000 km² tampaknya mengurung medan di sekitar. Kemungkinan kenampakan tersebut merupakan endapan kriovulkanik. Baik dataran terang maupun halus biasanya lebih muda dan tidak terlalu berkawah bila dibandingkan dengan dataran berkawah.
Diameter kawah tubrukan bervariasi antara 0,1 km hingga lebih dari 100 km, tanpa menghitung struktur cincin ganda. Kawah kecil, dengan diameter kurang dari 5 km, memiliki bentuk yang seperti mangkuk. Kawah dengan diameter 5–40 km biasanya memiliki puncak di tengah. Kawah yang lebih besar, dengan diameter 25–100 km, memiliki lubang tengah (seperti kawah Tindr. Kawah terbesar dengan diameter lebih dari 60 km dapat memiliki kubah pusat, yang diduga merupakan akibat dari pengangkatan tektonik setelah tubrukan; contohnya meliputi kawah Doh dan Hár. Beberapa kawah yang sangat besar—diameternya lebih dari 100 km—dan kawah tubrukan cerah memiliki geometri kubah yang aneh, yang biasanya dangkal dan mungkin merupakan bentang alam transisional sebelum menjadi struktur cincin ganda. Contohnya adalah kawah Lofn. Kawah Callisto biasanya lebih dangkal daripada kawah di Bulan.
Kenampakan tubrukan terbesar di permukaan Callisto adalah cekungan cincin ganda. Valhalla merupakan yang terbesar, dengan wilayah tengah yang terang dan berdiameter 600 kilometer, sementara cincinnya mencapai 1.800 kilometer dari tengah. Yang terbesar kedua adalah Asgard, dengan diameter sebesar 1.600 kilometer. Struktur cincin ganda kemungkinan terbentuk dari pemecahan konsentrik litosfer di lapisan materi lembut atau cair (kemungkinan samudra) setelah tubrukan. Catenae—contohnya Gomul Catena—adalah rangkaian kawah tubrukan yang terjajar di garis lurus di permukaan. Kemungkinan catenae terbentuk oleh objek yang terganggu secara pasang surut ketika mendekati Jupiter sebelum menabrak Callisto. Contoh gangguan semacam itu adalah kasus Komet Shoemaker-Levy 9 yang menabrak Jupiter.
Seperti yang disebutkan di atas, potongan es air kecil dengan albedo hingga 80% dapat ditemui di permukaan Callisto, yang dikelilingi oleh materi yang lebih gelap. Citra Galileo yang beresolusi tinggi menunjukkan bahwa potongan cerah tersebut kebanyakan terletak di kenampakan permukaan yang tinggi seperti gawir, punggung bukit, dan knob. Potongan tersebut tampaknya merupakan endapan beku. Bahan gelap biasanya ada di dataran rendah yang mengelilingi kenampakan terang. Potongan tersebut panjangnya dapat mencapai 5 km.
Permukaan Callisto lebih terdegradasi dibanding permukaan satelit Galileo ber-es lainnya. Walaupun jumlah kawah kecil dengan diameter kurang dari 1 km lebih sedikit bila dibandingkan dengan Ganymede, Callisto memiliki kenampakan yang disebut knob dan lubang. Knob diduga merupakan sisa dari pinggir kawah yang terdegradasi oleh proses yang belum diketahui. Proses yang paling mungkin menyebabkan hal tersebut adalah sublimasi es, yang dimungkinkan dalam suhu hingga 165 K. Sublimasi air atau volatil lainnya menyebabkan dekomposisi. Sisa-sisa non-es membentuk longsoran yang berasal dari lereng dinding kawah. Longsoran tersebut biasanya ditemui di dekat dan di dalam kawah tubrukan. Kadang-kadang kawah tubrukan dipotong oleh irisan mirip lembah yang disebut "gullies", yang mirip dengan beberapa kenampakan permukaan Mars. Berdasarkan hipotesis sublimasi es, bahan gelap di dataran rendah dianggap sebagai lapisan bahan non-es yang berasal dari pinggir kawah yang terdegradasi dan telah melapisi batuan dasar yang ber-es.
Umur relatif satuan permukaan yang bemacam-macam di Callisto dapat ditentukan melalui kepadatan kawah. Semakin tua permukaan, semakin padat jumlah kawah. Penanggalan absolut masih belum dilakukan, tetapi berdasarkan pertimbangan teoretis, dataran berkawah diduga berusia ~4,5 miliar tahun. Usia struktur cincin ganda dan kawah tubrukan diperkirakan antara 1 hingga 4 miliar tahun.

Atmosfer dan ionosfer

Callisto memiliki atmosfer tipis yang terdiri dari karbon dioksida. Atmosfer tersebut ditemukan oleh Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) Galileo dari ciri absorpsinya dengan panjang gelombang 4,2 mikrometer. Tekanan permukaan diperkirakan sebesar 7,5  × 10⁻¹²
bar (0,75 µPa) dan massa jenis partikel 4 × 10⁸
 cm⁻³. Karena atmosfer tipis seperti itu akan lenyap dalam waktu 4 hari, atmosfer tersebut harus terus menerus diperbarui, sehingga kemungkinan terjadi sublimasi es karbon dioksida di kerak es Callisto, yang sesuai dengan hipotesis sublimasi-degradasi yang mencoba menjelaskan pembentukan knob permukaan.
Ionosfer Callisto pertama kali dilacak oleh wahana Galileo; massa jenis elektronnya yang besar (7–17 × 10⁴
 cm⁻³) tidak dapat dijelaskan melalui fotoionisasi karbon dioksida atmosfer saja. Maka dari itu, diduga atmosfer Callisto dipenuhi oleh oksigen molekuler (kandungannya 10–100 kali lebih besar daripada CO₂).
Namun, oksigen masih belum dilacak di atmosfer Callisto. Pengamatan melalui Teleskop Angkasa Hubble menempatkan batas konsentrasi oksigen di atmosfer yang walaupun didasarkan pada fakta bahwa oksigen masih belum dilacak, tetapi tetap sesuai dengan pengukuran ionosfer. Pada saat yang sama, Teleskop Angkasa Hubble mampu melacak oksigen terkondensasi yang terperangkap di permukaan Callisto.

Asal usul dan evolusi

Karena Callisto hanya terdiferensiasi sebagian (yang diketahui dari, misalnya, pengukuran momen inersia), satelit tersebut tidak cukup panas untuk mencairkan komponen esnya. Maka, model pembentukan Callisto yang paling tepat adalah melalui proses akresi di anak nebula Jupiter (cakram gas dan debu yang ada di sekitar Jupiter setelah pembentukannya). Akibat proses akresi yang panjang, pendinginan akan mengikuti akumulasi panas akibat tubrukan, peluruhan radioaktif, dan kontraksi, sehingga mencegah pencairan dan diferensiasi cepat. Skala waktu pembentukan Callisto berkisar antara 0,1 juta–10 juta tahun.
Evolusi Callisto setelah akresi ditentukan oleh keseimbangan pemanasan radioaktif, pendinginan melalui konduksi panas di dekat permukaan, dan konveksi subsolidus di dalam. Rincian konveksi subsolidus di es masih belum pasti. Konveksi tersebut terjadi ketika suhu mendekati titik lebur karena viskositas es bergantung kepada suhu. Konveksi subsolidus di benda ber-es merupakan proses yang lambat dengan laju pergerakan es 1 sentimeter per tahun. Namun, proses ini merupakan mekanisme pendinginan yang efektif dalam jangka panjang. Kemudian, proses diduga berlangsung dalam "keadaan penutup stagnan", yaitu suatu keadaan ketika lapisan luar yang dingin dan keras mengonduksi panas tanpa konveksi, sementara es di bawahnya mengonveksi dalam keadaan subsolidus. Lapisan konduktif luar sesuai dengan litosfer yang dingin dan keras dengan ketebalan 100 km. Keberadaannya menjelaskan kurangnya aktivitas endogenik di permukaan Callisto. Konveksi di bagian dalam Callisto mungkin berlapis akibat tekanan tinggi yang menyebabkan es ada dalam fase kristalin yang berbeda dari es I di permukaan hingga es VII di pusat. Konveksi subsolidus awal di dalam Callisto mungkin mencegah pencairan es berskala besar dan diferensiasi yang seharusnya membentuk inti berbatu dan mantel ber-es. Akibatnya, pemisahan dan diferensiasi sebagian berlangsung selama miliaran tahun dan mungkin masih berlanjut hingga kini.
Berdasarkan pemahaman evolusi Callisto yang ada saat ini, kemungkinan ada samudra di dalam Callisto. Hal ini terkait dengan titik lebur es fase I yang aneh karena menurun seiring dengan meningkatnya tekanan, hingga mencapai suhu 251 K pada tekanan 2.070 bar (207 MPa). Dalam semua model Callisto, suhu di lapisan sedalam 100 hingga 200 km mendekati atau sedikit melebihi titik lebur ini. Keberadaan amonia dalam jumlah kecil pun (sekitar 1–2% berat) dapat mempertahankan bentuk cair samudra tersebut karena amonia menurunkan titik lebur.
Walaupun Callisto mirip dengan Ganymede, sejarah geologis Callisto jauh lebih sederhana. Permukaan Callisto tampaknya dibentuk oleh tubrukan dan gaya eksogenik lainnya. Tidak seperti Ganymede, bukti tidak menunjukkan berlangsungnya aktivitas tektonika lempeng di Callisto. Penjelasan yang diajukan adalah perbedaan keadaan pembentukan, pemanasan pasang surut yang lebih besar di Ganymede, dan tubrukan yang lebih banyak menimpa Ganymede selama Pengeboman Berat Akhir. Sejarah geologi Callisto yang relatif sederhana merupakan acuan bagi ilmuwan untuk membandingkannya dengan objek lain yang lebih aktif dan kompleks.

Penjelajahan

Pioneer 10 dan Pioneer 11 yang mencapai Jupiter pada awal tahun 1970-an tidak banyak memperoleh pengetahuan baru tentang Callisto bila dibandingkan dengan pengamatan yang dilakukan dari Bumi. Terobosan baru terjadi ketika Voyager 1 dan 2 melewati Callisto pada tahun 1979–1980. Kedua wahana tersebut mengambil citra permukaan Callisto dengan resolusi 1–2 km, dan mengukur suhu, massa, dan bentuk satelit tersebut. Penjelajahan ronde kedua berlangsung dari tahun 1994 hingga 2003 ketika wahana Galileo mendekati Callisto (pada tahun 2001 hingga mencapai 138 km di atas permukaan). Wahana pengorbit Galileo melakukan pencitraan seluruh permukaan Callisto dan mengirimkan beberapa gambar dengan resolusi hingga 15 meter. Pada tahun 2000, wahana Cassini yang sedang menuju ke Saturnus mengirimkan spektra inframerah satelit-satelit Galileo, termasuk Callisto. Pada Februari–Maret 2007, New Horizons yang sedang menuju Pluto mengirimkan gambar dan spektra baru Callisto.
Misi ke Jupiter selanjutnya adalah Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) yang direncanakan akan diluncurkan pada tahun 2022 oleh European Space Agency (ESA). Misi tersebut rencananya juga akan mendekati Callisto.

Usulan lama

Europa Jupiter System Mission (EJSM) yang merupakan program gabungan NASA/ESA direncanakan akan diluncurkan pada tahun 2020 untuk menjelajahi satelit-satelit Jupiter. Pada Februari 2009, ESA/NASA mengumumkan akan memprioritaskan misi ini daripada Titan Saturn System Mission. Sayangnya, kontribusi ESA di misi tersebut masih harus bersaing dengan proyek-proyek ESA lain dalam memperoleh dana. EJSM terdiri dari Jupiter Europa Orbiter yang dipimpin oleh NASA, Jupiter Ganymede Orbiter yang dipimpin oleh ESA, dan kemungkinan Jupiter Magnetospheric Orbiter yang dipimpin oleh JAXA.

Kemungkinan kolonisasi

Pada tahun 2003, NASA melakukan penelitian konseptual yang disebut Human Outer Planets Exploration (HOPE) dengan maksud untuk menyelidiki kemungkinan penjelajahan manusia di Tata Surya Luar. Salah satu tempat yang dipertimbangkan adalah Callisto.
Penelitian tersebut mengusulkan pendirian pangkalan di permukaan Callisto yang akan menghasilkan bahan bakar untuk penjelajahan Tata Surya lebih lanjut. Keunggulan dari pembangunan pangkalan di Callisto meliputi radiasi yang rendah (karena jaraknya yang jauh dari Jupiter) dan kestabilan geologis. Pangkalan tersebut dapat memfasilitasi penjelajahan Europa atau menjadi tempat pemberhentian untuk wahana yang akan pergi ke tempat yang lebih jauh dengan memanfaatkan bantuan gravitasi dari Jupiter.
Laporan NASA pada Desember 2003 meyakini bahwa misi berawak ke Callisto mungkin akan dilakukan pada tahun 2040-an.