Callisto (måne)

Omløp og rotasjon

Callisto er den ytterste av de fire galileiske måner. Banen i en avstand av ca. 1 880 000 km (26,3 ganger radien til Jupiter på 71 492 km) er betydelig større enn baneradien på 1 070 000 km til den nest nærmeste galileiske månen Ganymedes. Callisto er ikke del av baneresonansen som de tre andre galileiske månene er tidevannslåst i, og har sannsynligvis heller aldri vært det.
Som hos de fleste regulære planetmåner er rotasjonen låst til å være synkron med omløpet. Lengden på en dag på Callisto (omløpsperioden) er ca. 16,7 dager på jorden. Banen er noe eksentrisk og inklinert mot den jovianske ekvator, men eksentrisiteten og inklinasjonen endres kvasi-periodisk over århundrer på grunn av gravitasjonell perturbasjon fra solen og planeten. Endringene går mellom 0,0072–0,0076 og 0,20–0,60°, og gjør at aksehelningen (vinkelen mellom rotasjonsaksen og baneaksen) varierer mellom 0,4 og 1,6°.
Mangelen på tidevannsoppvarming har hatt viktige konsekvenser for den indre strukturen og evolusjonen. Fluksen av partikler fra Jupiters magnetosfære er ca. 300 ganger lavere enn på Europa. Derfor har bestråling av ladde partikler hatt liten effekt på overflaten sammenlignet med de andre galileiske månene. Strålingsnivået på overflaten tilsvarer ca. 0,01 rem (0,1 mSv) per dag.

Sammensetning

En gjennomsnittlig tetthet på 1,83 g/cm³ antyder en sammensetning av tilnærmet like deler av bergarter og is, med noen frosne volatile stoffer som ammoniakk i tillegg. Massefraksjonen av is ligger mellom 49 og 55 %. Bergartene er trolig, liksom L/LL-type kondritter, sammensatt av mindre totalt jern, mindre metallisk jern og mer jernoksider enn H-kondritter. Vektforholdet mellom jern og silikoner er 0,9:1,3, mens det på solen er ca. 1:8.
Overflaten har en albedo på ca. 20 %. Overflatesammensetningen antas å være ganske lik sammensetningen som helhet. Nær-infrarød spektroskopi har avslørt  absorpsjonsstriper av is ved bølgelengder på 1,04, 1,25, 2,0 og 3,0 mikrometer. Is synes å være utbredt på overflaten, med en massefraksjon på 25–50 %. Analyser av nær-infrarøde og ultrafiolette spektrum fra Galileo og fra bakken har avslørt magnesium- og jern-bærende hydrerte silikater, karbondioksid, svoveldioksid, og muligens ammoniakk og andre ulike organiske forbindelser. Spektraldata i småskala indikerer at overflaten er ekstremt heterogen. Små, lyse flekker av ren is er blandet med flekker av steinholdig isblanding og litt større mørke områder av materialer som ikke er av is.
Overflaten er asymmetrisk: Den førende halvkulen – som vender mot fartsretningen – er mørkere enn den som vender bort. Hos de andre galileiske månene er det motsatte tilfelle. Den etterfølgende halvkulen er tilsynelatende rik på karbondioksid, mens den førende halvkulen har mer svoveldioksid. Mange nyere nedslagskratre som Lofn har også mye karbondioksid. Samlet kan den kjemiske sammensetningen av overflaten, spesielt i de mørke områdene, være nær den som er observert på D-type-asteroider, som har karbonholdige overflater.

Indre struktur

Under den forslåtte overflaten finnes en kald, stiv og isete litosfære som er 80–150 km tykk. Et salt hav 50–200 km dypt kan ligge under skorpen, og er påvist av studier av magnetfeltene rundt Jupiter og månene. Callisto svarer til Jupiters varierte bakgrunnsmagnetfelt som en perfekt konduktiv sfære; feltet kan ikke trenge inn i månen, og antyder et lag av høyt konduktive væsker på innsiden med en tykkelse på minst 10 km Eksistensen av et hav er mer sannsynlig hvis vann inneholder en ligen mengde ammoniakk eller annen kjølevæske, opp til 5 % i vekt. I dette tilfellet kan havet være 250–300 km dybt. Uten et hav vil den isete litosfæren være opp til ca. 300 km.
Under litosfæren og et antatt hav fremstår Callisto verken som helt ensartet eller særlig variabel. Data fra banesonden Galileo (spesielt det dimensjonsløse treghetsmomentet – 0,3549 ± 0,0042 – fastsatt under nærpasseringer) antyder at det indre består av komprimert stein og is, med en økende steinmengde med dybden på grunn av delvis bunnsetning av bestandelene. Med andre ord er Callisto bare delvis differensiert. Tettheten og treghetsmomentet er forenelig med en liten kjerne av silikat i sentrum. Dens radius kan ikke overstige 600 km, og tettheten kan ligge i området 3,1–3,6 g/cm³. Callistos indre står i sterk kontrast til Ganymedes', som tilsynelatende er fullt differensiert.

Overflaten

Ingen andre steder i solsystemet finnes det større tetthet av nedslagskratre enn på Callistos gamle overflate. Tettheten er så høy at nye kratre vil utradere gamle. Der er ingen store fjell, vulkaner eller andre endogene tektoniske formasjoner. Nedslagskratrene og multi-ring-formasjonene er – sammen med tilhørende brudd, skråninger og avleiringer – de eneste store formasjonene.
Overflaten kan deles inn i flere geologisk ulike deler; kraterbelagte sletter, lyse vidder, lyse og mørke jevne sletter og ulike elementer knyttet til spesielt multi-ring-formasjoner og kratre. De kraterbelagte slettene utgjør mesteparten av arealet og står for den gamle litosfæren, en blanding av is og steinmaterialer. De lyse viddene inkluderer lyse nedslagskratre som Burr og Lofn og de utvaskete restene av gamle, store kratre kalt palimpsest, den sentrale delen av multi-ring-formasjonene, og isolerte flekker på kraterslettene. Disse lyse slettene antas å komme fra isnedslag.
De lyse jevne slettene utgjør en liten del av overflaten og finnes i ryggene og trau-sonene til Vallhalla- og Åsgard-formasjonene og som isolerte flekker på de kraterbelagte slettene. Det ble antatt at de var forbundet med endogene aktiviteter, men bilder fra Galileo viste at de lyse, jevne slettene korrelerer med kraftig oppsprukket og hullete terreng og ikke viser tegn til gjenoppbygging av overflaten. Små, mørke og glatte områder utgjør mindre enn 10 000 km², og ser ut til å omgi terrenget omkring. De er muligvis rester av isvulkaner. Både de lyse og de varierte glatte slettene er noe yngre og mindre kraterbelagte enn de kraterbelagte slettene i bakgrunnen.
Nedslagskratrenes diameter går fra 100 m – en grense definert av bildeoppløsningen – til over 100 km, ikke medregnet de fler-ringete formasjonene. Kratre med diameter mindre enn 5 km, har flate gulv eller enkle bolleformasjoner. De som er 5–40 km i diameter har vanligvis en topp i midten. Større nedslagsformasjoner, med diameter fra 25–100 km har groper i stedet for topper i midten, slik som Tindr-krateret. De største kratrene med diametre over 60 km kan ha sentrale kupler som antas å komme av tektonisk løfting av midten etter et nedslag; eksempler inkluderer Doh og Hár-kratrene. Et lite antall svært store – større enn 100 km i diameter – og svært lyse nedslagskratre har en avvikende kuppelgeometri. De er uvanlig grunne, og kan være en overgangsform til de fler-ringete formasjonene, som med nedslagsformasjonen Lofn. Kratrene er generelt grunnere enn de på månen.
De største nedlagsformasjonene er fler-ringede bassenger. Det største krateret Valhalla har en lys region i midten som er 600 kilometer i diameter og har ringer som strekker seg så langt som 1 800 kilometer fra midten (se figur). Det nest største krateret Åsgard måler ca. 1 600 kilometer i diameter. De fler-ringete strukturene skyldes trolig konsentrisk oppsprekking av litosfæren under nedslagskratrene. Ringene ligger på et lag av mykt eller flytende materialer, muligens et hav. Kraterkjeder – for eksempel Gomul Catena – er lange kjeder med kratre som ligger i rette linjer på overflaten. De ble sannsynligvis dannet av objekter som ble påvirket av tidevannskreftene da de passerte nær Jupiter før nedslaget på Callisto, eller av skrå nedslag. Et historisk eksempel på en slik påvirkning er Shoemaker-Levy 9.
Små flekker av ren is med en albedo så høy som 80 % er omgitt av mye mørkere materialer. Bilder med høy oppløsning fra Galileo viste at de lyse flekkene hovedsakelig er lokalisert på forhøyede formasjoner, typisk på kraterkanter, skråninger, rygger og små avrundede fjell. Sannsynligvis er de tynne avleiringer av frossent vann. Det mørkere materialet ligger vanligvis i lavere terreng som omgir de lyse formasjonene og er tilsynelatende jevnt. Det danner ofte flekker opp til 5 km på tvers i kraterbunner og i fordypninger.
På skalaer under en kilometer er overflaten mer forringet enn på de andre galileiske månene. Typisk er der mangel på små nedslagkratre med diameter mindre enn 1 km sammenlignet med for eksempel de mørke slettene på Ganymedes – i stedet for små kratre er små avrundede fjell og groper svært utbredt. Fjellene antas å være rester av kraterkanter som har blitt forringet av en usikker prosess. Den mest sannsynlige prosessen er sakte sublimasjon av is, som er mulig ved en temperatur opp til 165 K, som blir nådd ved et punkt hvor solen står rett over. En slik sublimasjon av vann eller andre volatiler fra skitten is som er grunnfjellet forårsaker nedbrytningen. Restene av massen som ikke er is danner skred fra helningene i kraterveggene, og slike skred er ofte observert nær og i nedslagskratre. Noen ganger er kraterveggene avskåret av slyngete dal-lignende snitt kalt «guilles» som ligner visse overflateformasjoner på Mars. I hypotesen om sublimering av isen er det lavtliggende mørke materialet tolket som et teppe primært bestående av ikke-isholdige rester som stammer fra forringede kraterkanter og som har dekket et tidligere dominerende grunnfjell av is.
Den relative alderen til de ulike overflatedelene kan bestemmes ut ifra tettheten av nedslagskratre. Jo eldre overflaten er, jo tettere ligger kratrene. Nøyaktige dateringer er ikke utført, men basert på teoretiske betraktninger antas de kraterbelagte slettene å være ~4.5 milliarder år gamle – datert nesten tilbake til dannelsen av solsystemet. Alderen på de fler-ringede strukturene og nedslagksratrene avhenger av valgte rater for bakgrunnskratre. Estimatene varierer fra 1 til 4 milliarder år.

Atmosfære

En svært tynn atmosfære av karbondioksid ble oppdaget av Galileos Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) fra dens absorpsjonsfunksjoner nær bølgelengden 4,2 mikrometer. Overflatetrykket er anslått til 7,5×10⁻¹² bar (0,75 µPa) og partikkeltettheten 4×10⁸ cm⁻³. En så tynn atmosfære vil forsvinne på bare fire dager, og må fornyes konstant, muligvis av en sakte sublimasjon av karbondioksidholdig is fra satellittens isete skorpe, som er forenelig med hypotesen om sublimasjonsnedbrytning for dannelsen av små avrundede fjell på overflaten.

Ionosfære

Ionosfæren ble oppdaget av Galileo. Den høye tettheten av elektroner på 7–17×10⁴ cm⁻³ kan ikke forklares ved fotoionisering av karbondioksidet i atmosfæren alene. Derfor er trolig atmosfæren dominert av molekylært oksygen – i mengder på 10–100 ganger større enn CO₂. Oksygen er imidlertid ikke påvist direkte. Observasjoner med Hubble-teleskopet (HST) ga en øvre grense for en mulig konsentrasjon i atmosfæren, som er forenelig med de ionosfæriske målingene. På samme tid oppdaget HST kondensert oksygen i overflaten.

Opprinnelse og utvikling

Callisto er bare delvis differensiert, mens Ganymedes er fullt differensiert. Dette ble avdekket da banesonden Galileo målte månenes treghetsmoment.
Differensiering betyr at de tyngre stoffene synker nedover mot kjernen, mens lettere stoffer blir igjen lengre oppe. Denne prosessen etterlater seg distinkte lag med ulik sammensetning. Ganymedes består således av en kjerne, en indre mantel, en ytre mantel og en skorpe, der grensene mellom de ulike lagene er klart adskilte av egenartede stoffer. Sammensetningen av Callistos indre er mer ensartet. Stoffene i Callisto har ikke i like stor grad blitt skilt fra hverandre gjennom oppvarming. Callisto har derfor aldri blitt oppvarmet tilstrekkelig mye til å smelte bestanddelene av is.
Callisto er svært lik Ganymedes, men hadde en mye enklere geologisk historie. Overflaten er hovedsakelig formet av nedslag og andre ytre påvirkninger. Det finnes nesten ikke spor av tektonisk aktivitet på Callisto, mens det grove terrenget på Ganymedes hovedsakelig antas å ha en tektonisk opprinnelse. Forskjellene er forklart med ulike forhold under dannelsen, høyere oppvarming av Ganymedes på grunn av tidevannskrefter og mer tallrike og energetiske nedslag på Ganymedes under det sene tunge bombardementet.
Den aksepterte modellen for månenes dannelse er akkresjon. Deres masse har vokst ved at gravitasjon har tiltrekket seg materie fra den jovianske subtåken – en skive med gass og støv (akkresjonsskive) som eksisterte rundt Jupiter etter dannelsen av planeten. Det antas at akkresjonen pågikk langsomt under Callistos dannelse, slik at avkjølingen stort sett har holdt tritt med varmedannelsen forårsaket av nedslag, radioaktiv nedbryting og sammentrekning. Avkjølingen har dermed hindret smelting og rask differensiering. En mulig tidsskala for dannelsen er mellom 100 000 og 10 millioner år. 
Etter akkresjonen har radioaktiv oppvarming fra Jupiter påvirket månen, men i mindre grad enn de tre andre galileiske månene Io, Europa og Ganymedes. Månen har også blitt formet av termisk konduksjon (varmeledning) nær overflaten og av indre konveksjon – strømmer som har transportert energi i en fast eller subfast fase.
Den største kilden til usikkerhet i modellene for alle ismånene, er detaljene rundt konveksjonen av den subfaste fasen. Den finner sted når temperaturen er tilstrekkelig nær smeltepunktet. Isens temperatur på sin side henger igjen sammen med dens viskositet; dette betyr at isen beveger seg med forskjellig hastighet i forskjellige lag. Konveksjon av subfaste faser er en sakte prosess hvor isen beveger seg ca 1 cm per år, men det er en svært effektiv kjølemekanisme over lange tidsskalaer. I det «stillestående lokkregimet» over isen antas varmen å bli ledet av et stivt, kaldt ytre lag av månen, som tilsvarer den ca. 100 km tykke litosfæren. En slik prosess kan forklare mangelen på endogen aktivitet i overflaten.
På overflaten av Callisto finnes is i form av is Iₕ. Under de høye trykkene under overflaten, går isen på vei nedover over i de krystallinske formene Is II og Is III, og til slutt over i is VII i sentrum. Derfor er konveksjonen muligens lagdelt. Det er blitt foreslått at konveksjon av sub-fast fase har forhindret en større issmelting på et tidlig stadium av Callistos utvikling. Dermed vil den også ha hemmet en differensiering som ellers ville ha dannet en stor kjerne av stein og en mantel av is. Konveksjonen har vært så langsom at en delvis separasjon av bergarter og is har pågått i flere milliarder år. Differensieringen kan også være pågående den dag i dag.
Når is er i I-fase, synker smeltetemperaturen ved økt trykk, og kommer ned i temperaturer så lave som 251 K ved 2 070 bar (207 MPa). Realistiske modeller viser at temperaturen mellom 100 og 200 km under Callistos overflate, er svært nær, eller noe over, denne unormale smeltetemperaturen.   Derfor kan det eksistere et «hav» av flytende vann i månens indre. Selv små mengder med ammoniakk – ca. 1–2 vektprosent – garanterer nesten for veskens eksistens. Ammoniakk vil nemlig senke smeltetemperaturen ytterligere.

Observasjonshistorie

Den første rapporterte observasjonen av Callisto og de andre galileiske månene ble gjort av Galileo Galilei 7. januar 1610 ved bruk av refraktorteleskop med 20× forstørrelse ved Universitetet i Padova. På grunn av den lave kraften i teleskopet kunne han ikke skille Io fra Europa før neste dag, 8. januar 1610. Oppdagelsen av de galileiske månene ble publisert i Galileos Sidereus Nuncius i mars 1610. I Mundus Jovialis (1614) hevdet Simon Marius å ha oppdaget månene i 1609, én uke før Galilei. Dette var likevel 29. desember 1609 i den julianske kalenderen, og 8. januar 1610 i den gregorianske kalenderen som Galilei brukte. Galilei publiserte arbeidene først, og er kreditert for oppdagelsene.
På 1800-tallet ble de galileiske månene brukt til bestemmelsen av lengdegrad, validering av Keplers lover for planetenes bevegelser og bestemmelsen av tiden som kreves for lyset å ferdes mellom Jupiter og jorden.

Utforskning med romsonder

Så langt har syv romsonder utforsket Callisto, mens én er på vei.

Pioneer

Romsondene Pioneer 10s og Pioneer 11s møte med Jupiter på 1970-tallet bidro lite til ny informasjon om Callisto sammenlignet med hva som var kjent gjennom observasjoner fra jorden. De ga likevel de første nærbildene. Pioneer 10 passerte Callisto den 3. desember 1973 i en avstand av 1 392 300 km. Pioneer 11 passerte Callisto den 2. desember 1974 i en avstand av 786 500 km, og gjorde det mulig å beregne massen mer nøyaktig.

Voyager

Gjennombruddet kom med forbiflyvningene til Voyager 1 og Voyager 2 i 1979. Voyager 1 passerte 6. mars 1979 i en avstand av 126 400 km. Voyager 2 passerte 8. juli 1979 i en avstand av 214 930 km. De fotograferte mer enn halvparten av Callistos overflate ned til en oppløsning på 1–2 km og målte nøyaktige temperaturer, masse og form.

Galileo

Neste runde med utforskning varte fra 1996 til 2001 da Galileo-sonden gjennomførte åtte nære møter med Callisto. De syv første fant sted 4. november 1996 (1 100 km), 25. juni 1997 (416 km), 17. september 1997 (524 km) og 5. mai, 30. juni, 14. august og 16. september 1999. Den siste forbiflyvningen under C30-omløpet den 25. mai 2001 var bare 138 km over overflaten. Banesonden fullførte fotograferingen av overflaten og leverte en rekke bilder med oppløsninger så høye som 15 m av utvalgte områder på Callisto.

Cassini-Huygens

På sin vei mot Saturn, tok Cassini-sonden i 2000 bilder i det infrarøde spektrum med høy kvalitet av de galileiske månene, inkludert Callisto. Den 7. desember 2000 fotograferte den Callisto i en avstand av 1 800 000 km.

New Horizons

På sin ferd mot Pluto tok New Horizons nye bilder og spektrum av Callisto i februar-mars 2007. Sonden passerte Callisto på sitt nærmeste den 28. februar 2007 i en avstand av 4 156 059 km.

Juno

Romsonden Juno ble skutt opp 5. august 2011, og ankom Jupiter 15. juli 2016. Sonden har begrensede avbildningsevner, men har det nær-infrarøde spektrometeret JIRAM.

Fremtidige oppdrag

Flere andre oppdrag er også blitt foreslått. I april 2011 annonserte ESA at de ville utrede et europeisk oppdrag for utforskning av mange av Jupiters måner, etter at et fellesprosjekt med NASA (Europa Jupiter System Mission) ikke kom i stand. ESA-oppdraget JUICE (JUpiter ICy moon Explorer) vil være basert på det tidligere planlagte Jupiter Ganymede Orbiter.

Mulig kolonisering

I 2003 utførte NASA en konseptstudie kalt Human Outer Planets Exploration (HOPE) om en mulig fremtidig utforskning av det ytre solsystemet med mennesker. De valgte å foreta en detaljvurdering av Callisto.
Det ble foreslått å bygge en overflatebase på Callisto som kunne produsere drivstoff for utforskninger videre utover i solsystemet. Fordelene med Callito fremfor de andre galileiske månene er kombinasjonen av lav stråling (på grunn av avstanden fra Jupiter) og geologisk stabilitet. Romstasjonen kunne også legge til rette for en undersøkelse av Europa, eller være egnet for en «servicestasjon» for romfartøyer som passerer det jovianske systemet på sin ferd lengre ut i solsystemet. Den kunne da bruke en gravitasjonsslynge fra en nær forbiflyvning av Jupiter etter at den forlot Callisto.
I en rapport fra desember 2003 uttrykte NASA håp om et bemannet oppdrag i 2040-årene.