Калиста (месечина)

Калиста (|''Καλλιστώ''), односно Јупитер IV, — втората најголема Јупитерова месечина, по Ганимед. Таа е трета месечина по големина во Сончевиот Систем по Ганимед и најголемата месечина на Сатурн, Титан. Калиста била откриена во 1610 од страна на Галилео Галилеј. Со 4821 километри во пречник, Калиста има околу 99% од пречникот на планетата Меркур, но само околу една третина од нејзината маса. Таа е четврта Галилеева месечина на Јупитер според раздалечина, со орбитален полупречник од околу . Не е во орбитална резонанција како другите три Галилееви месечини—Ија, Европа, Ганимед. Ротацијата на Калиста е синхронично заклучена на орбитата околу Јупитер, така што истата полутопка секогаш е свртена навнатре. Јупитер се појавува како да стои речиси неподвижен на небото на Калиста. Таа не е толку погодена од магнетосферата на Јупитер колку другите внатрешни месечини, поради орбитата која се наоѓа малку понадвор од Јупитеровиот главен радијациски појас.
Калиста е составена од приближно еднакви количини на карпи и мразови, со густина од околу , најниска густина и површинска гравитација од поголемите Јупитерови месечини. Соединенијата откриени спектроскопски на површината вклучуваат мраз, јаглерод диоксид, силикати и органски соединенија. Истражувањето на леталото ''Галилео'' откри дека Калиста може да има мало силикатно јадро и можеби подповршински океан на течна вода на длабочини поголеми од .
Површината на Калиста е најстара во Сончевиот Систем и со најмногу кратери. Целата површина е со кратери создадени при влијанието на удари. Не се покажуваат знаци на подземни процеси како тектонски пореметувања или вулкански ерупции. Без знаците на геолошка активност, се смета дека кратерите главно се развиле под влијание на удари. Површината се истакнува со прстеновидни структури, разни кратери, гребени и депозити. Во мал обем, површина е поинаква и се состои од мали, светкави замрзнати депозити на повисоките места, опкружени со ниско поставена, мазна покривка од темна материја. Се верува дека ова е резултат на деградација на мали земјишни облици со сублимација. Апсолутната старост на облиците не е позната.
Калиста е опкружена со исклучително тенка атмосфера составена од јаглерод диоксид и најверојатно молекуларен кислород, како и со прилично интензивна јоносфера. Калиста се смета дека се формирала со бавна акреција од дискот од гас и прашина којшто го опкружил Јупитер по неговото формирање. Постепената акреција на Калиста и недостатокот на приливни загревања значи дека немало доволна топлина за брза диференцијација. Бавната циркулација на воздухот во внатрешноста на Калиста, која започнала веднаш по формирањето, довело до делумна диференцијација и евентуално, до формирањето на подповршинскиот океан на длабочина од 100&#x2013;150&#x20;км и мало, карпесто јадро.
Веројатното присуство на океан во Калиста ја остава отворена можноста дека таа би можела да поддржува живот. Се смета дека условите тука се поповолни од оние на околната Европа. Различни вселенски сонди од ''Пионир 10'' и ''11'' до ''Галилео'' и К''асини'' ја проучувале Калиста. Поради нејзините ниски нивоа на зрачење, Калиста долго време се смета за најсоодветно место за човечка база за идните истражување на Јовијанскиот систем.
1 Историја
1.1 Откритие
Калиста била откриена од страна на Галилео Галилеј во јануари 1610, заедно со три други големи Јовијански месечини—Ганимед, Ија, Европа.
1.2 Име
Калиста е именувана по една од многубројните љубовници на Зевс во старогрчката митологија. Калиста била нимфа (или, според некои извори, ќерка на Ликаон) која е поврзана со божицата на ловот, Артемида. Името било сугерирано од страна на Симон Мариј веднаш по откривањето на Калиста. Мариј го припишал предлогот на Јоханес Кеплер. Сепак, имињата на Галилеевите месечини едно значително време не биле многу омилени и речиси не се употребувале сè до средината на 20 век. Во многу од поранешната астрономска литература, Калиста е позната по својата римска бројчена ознака, систем воведен од страна на Галилео, како или како „четвртата месечина на Јупитер“. Во научното пишување, придавната форма на името е к''алистовска или калистански'', (на англиски ''Callistoan'' /ˌкælɪˈstoʊ.ən/ или ''Callistan)''.
2 Орбита и ротација
Калиста е најоддалечената од четирите Галилееви месечини на Јупитер. Орбитира на оддалеченост од околу 1&#x20;880&#x20;000&#x20;км (26.3 пати 71&#x20;492&#x20;км полупречник на самиот Јупитер). Ова е значително поголемо од орбиталниот полупречник&#x2014;1&#x20;070&#x20;000&#x20;км&#x2014;на следниот најблизок Галилеева месечина, Ганимед. Како резултат на оваа релативно далечна орбита, Калиста не е дел од орбиталната резонанција—во која трите внатрешни Галилееви месечини се заклучени—и најверојатно не била.
Како и повеќето други редовни планетарни месечини, ротацијата на Калиста е заклучена за да биде синхрона со нејзината орбита. Должината на денот на Калиста, истовремено нејзиниот орбитален период, е околу 16.7 денови на Земјата. Нејзината орбита е многу малку ексцентрична и наклонета кон Јовијанскиот екватор, со орбитално занесување и наклон кои се менуваат речиси периодично поради сончевите и планетарните гравитациски растројувања низ вековите. Стапките на промена на едното и на другото се 0.0072&#x2013;0.0076 и 0.20&#x2013;0.60°. Овие орбитални варијации предизвикале осниот наклон (на аголот помеѓу вртежната и орбиталната оска) да варира помеѓу 0.4 и 1,6°.
Динамичката изолација на Калиста значи дека таа никогаш не била доволно приливно загревана, што има важни последици за нејзината внатрешна структура и еволуција. Нејзината оддалеченост од Јупитер исто така значи дека честичките од Јупитеровата магнетосфера на површината се релативно ниски&#x2014;за 300 пати помалку од, на пример, кај Европа. Оттука, за разлика од другите Галилееви месечини, зрачењето има релативно понезначителен ефект на површината на Калиста. Нивото на зрачење на површината на Калиста е еднаква на доза од околу 0.01 рем (0.1 mSv) дневно, што е над десет пати повисоко од просечното позадинско зрачење на Земјата.
3 Физички одлики
3.1 Состав
Просечната густина на Калиста, 1.83&#x20;g/cm<sup>3</sup>, сугерира состав на приближно еднакви делови на карпест материјал и воден мраз, со некои дополнителни променливи мразови како што е амонијак. Делот од мраз е 49-55%. Точниот состав на карпите на Калиста не е познат, но веројатно е блиску до составот на L/LL тип обични хондрити, кои се одликуваат со помалку вкупно железо, помалку метално железо и повеќе железен оксид отколку H хондритите. Односот на тежина железо-силициум во Калиста е 0.9–1.3 а сончевиот сооднос е околу 1:8.
Површината на Калиста има албедо од околу 20%. Површинскиот состав се смета дека е прилично сличен со составот во целина. Инфрацрвената спектроскопија открива присуство на вода мраз на бранови должини од 1.04, 1.25, 1.5, 2.0 и 3.0 микрометри. Водата мраз се чини дека е мошне присутна на површината на Калиста. Анализата на теренот при висока резолуција, со инфрацрвени и УВ спектри добиени од вселенското летало Галилео открива различни не-мраз материи: магнезиум и железо,силикати, јаглерод диоксид, сулфур диоксид, а можеби и амонијак и разни органски соединенија. Спектрален податоци укажуваат на тоа дека површината на Калиста е крајно хетерогена во мали размери. Мали, светли дамки на вода мраз се помешани со карпи и продолжени темни делови од не-мраз материја.
Површината на Калиста е асиметрична: водечката полутопка е потемна од задната. Задната полутопка на Калиста се појавува јаглерод диоксид, додека на водечките полутопка има повеќе сулфур диоксид. Генерално, хемискиот состав на површината, особено во темните области, може да се блиску до тоа што се гледа на D-тип астероидите, чии површини се сочинети од јаглероден материјал.
3.2 Внатрешна структура
Површината на Калиста се наоѓа на студена, тврда и замрзната литосфера со приближна дебелина од 80 до 150&#x20;километри. Солен океан длабок околу 150&#x2013;200&#x20;km може да лежи под кората, што се покажува со проучување на магнетните полиња околу Јупитер и неговите месечини. Откриено било дека Калиста реагира на Јупитеровото променливо магнетно поле како совршено спроведлива сфера, односно, полето не може да навлезе во внатрешноста на Калиста, што сугерира на слој високо спроводлива течност внатре со дебелина од најмалку 10&#x20;километри. Постоењето на океанот е поверојатно ако водата содржи мало количество на амонијак или друг антифриз, до 5% од тежината. Во овој случај водата+ слојот мраз може да биде дебел околу 250&#x2013;300&#x20;km. Без океанот, ледената литосфера може да биде дебела околу 300&#x20;km.
Под литосферата и претпоставениот океан, внатрешноста на Калиста се чини ниту целосно униформна, ниту пак особено променлива. Податоците од леталото ''Галилео'' (особено бездимензионалниот момент на инерција&#x2014;0.3549&#x20;±&#x20;0.0042&#x2014;утврдено со блиски прелетувања) укажуваат на тоа дека нејзината внатрешност е составена од компресирани карпи и мразови, со маса од карпи кои со зголемуваат на длабочина. Со други зборови, Калиста е само делумно диференцирана. Густината и моментот на инерција се компатибилни со постоење на мало силикатно јадро во центарот на Калиста. Полупречникот на секое такво јадро не може да надминува 600&#x20;километри, а густина може да изнесува помеѓу 3.1 и 3.6&#x20;g/cm<sup>3</sup>. Внатрешноста на Калиста е во контраст од онаа на Ганимед, кој се чини дека е целосно диференциран.
3.3 Одлики на површината
Површината на Калиста е една од најсилно издлабена со кратери во Сончевиот Систем. всушност, густината на кратерите е речиси заситена, секој нов кратер има тенденција да избрише некој постар. Геологијата на поширока скала е релативно едноставна; на Калиста не постојат големи планини, вулкани или други тектонски одлики.
Површината на Калиста може да биде поделена на: кратерски рамнини, светли рамнини, светли и темни мазни површини, прстеновидни структури и ударни кратери. Кратерските рамнини го сочинуваат поголемиот дел од површината и ја претставуваат најстарата литосфера, мешавина од мраз и карпест материјал. Светлите рамнини вклучуваат светли ударни кратери како кратерот Асгард и кратерот Лофн како и остатоци од стари големи кратери наречени палимпсести. Овие светли рамнини се смета дека се ледени депозити. Светлите мазни рамнини претставуваат мал дел од површината на Калиста. На фотографиите од Галилео откриени се исто така и темни мазни површини со вкупен опфат помалку од 10.000&#x20;км<sup>2</sup>. Можно е тие да се криовулкански депозити. Ваквите светли и темни мазни рамнини се нешто помлади и со помалку кратери од позадинските кратерски рамнини.
Една од одликите на површината на Калиста се прстеновидните басени. Два од нив се огромни. ''Валхала'' е најголемиот, со светол централен дел од 600&#x20;километри во пречник, а прстените се шират и до 1,800&#x20;километри од центарот (''види слика''). Вториот по големина е ''Асгард'', измерен околу 1.600&#x20;километри во пречник. Прстеновидните структури најверојатно потекнуваат како резултат на пост-ударното концентрично влијание на литосферата која лежи на некој помек слој или течен материјал, можеби океан.
Споменато и погоре, мали дамки на воден мраз со албедо високо до 80% се наоѓаат на површината на Калиста, опкружени со многу потемен материјал. Сликите во висока резолуција на ''Галилео'' покажуваат дека вакви светли прамени претежно се наоѓаат на повисоки површини: кратерски куполи, гребени и испакнувања. Тие најверојатно се депозити на тенок воден мраз. Темниот материјал обично се наоѓа во низините.
Релативната старост на различните површини на Калиста може да се утврди од густината на ударните кратери. Постарите површини имаат погусти кратери. Апсолутно датирање уште не е направено, но врз основа на теоретски претпоставки, кратерските рамнини се смета дека се околу 4.5&#x20;милијарди години стари, и датираат речиси до формирањето на Сончевиот Систем. Возраста на прстеновидните структури од страна на различни автори се проценува помеѓу 1 и 4&#x20;милијарди години.
3.4 Атмосфера и јоносфера
Калиста има многу нејасна атмосфера составена од јаглерод диоксид. Откриена е со приближно инфрацрвено спектаметарско мапирање (NIMS) направено од страна на ''Галилео.'' Притисокот на површината се проценува на 7.5&#x20; бари (0.75 µPa) и густина на честички 4&#x20;cm<sup>&#x2212;3</sup>. Поради така тенка атмосфера би била загубена за само 4&#x20;дена ''(види: атмосферска загуба)'', таа мора постојано се надополнува, веројатно со бавна сублимација на јаглерод диоксиден мраз од ледената кора на Калиста што би било компатибилно со хипотезата за сублимација–деградација околу формирањето на површинските испакнатости.
Јоносферата на Калиста за првпат била откриена во текот на прелетувањата на ''Галилео''; Нејзината висока електронска густина од 7&#x2013;17&#x20;cm<sup>&#x2212;3</sup> не може да се објасни со фотојонизација само на атмосферскиот јаглерод диоксид. Оттука, се претпоставува дека во атмосферата на Калиста, всушност, доминира молекуларен кислород (во количини 10&#x2013;100 пати повеќе од CO<sub>2</sub>). Сепак, кислородот сè уште не е директно откриен во атмосферата на Калиста. Со опсервациите на вселенскиот телескоп Хабл (HST) може да се детектира кондензиран кислород заробен на површината на Калиста.
Атомски водород, исто така, бил откриен во атмосферата на Калиста преку неодамнешни анализи од податоците на Хабл во 2001 . Спектрални слики направени на 15 и 24 декември 2001 година повторно биле разгледани, откривајќи слаб сигнал на слабо светло што укажува на водородна геокорона. Висината на водород присутен во атмосферата на Калиста варира во зависност од стадиумот на нејзината орбита.
Водечката полутопка на Калиста е помалку рефлективна отколку задната полутопка, што би можело да укажува на тоа дека една од нејзините страни има поголема површинска температура. На оваа потемна, потопла страна, стапката на сублимација на нејзината ледена површина, исто така, би била повисока, што би предизвикало во атмосферата да се ослободи повеќе водена пареа. Овој процес во крајна линија би произвел повеќе водород, со што би можело да се објасни варирањето на нивоата на атмосферскиот водород на Калиста.
4 Потекло и еволуција
Делумната диференцијација на Калиста значи дека таа никогаш не била загреана доволно да се стопат нејзините компоненти мраз. Оттука, најповолен модел за нејзиното формирање е бавна акреција во слабо густата Јовијанска субнебула&#x2014;диск од гас и прашина кои постоеле околу Јупитер по неговото формирање. Таква продолжена акрециска фаза ќе овозможи ладење во голема мера да се задржи чекорот со акумулацијата на топлина предизвикана од ударите, радиоактивните распаѓање и контракција, а со тоа се спречува топење и брза диференцијација. Временската скала за формирањето на Калиста е со распон од 0.1&#x20;милиони - 10&#x20;милиони години.
Понатамошна еволуција на Калиста после акрецијата била определена од билансот на радиоактивното загревање, ладење преку топлинска спроводливост и цврста состојба или субсолидна циркулација. Деталите за субсолидната циркулација во мразот е најнејасното во моделите на сите ледени месечина. Познато е дека се развива кога температурата е доволно блиску до точката на топење. Субсолидната циркулација во ледените тела е бавен процес (мраз од 1&#x20;сантиметар годишно), но, впрочем, е многу делотворен механизам за ладење за долги временски периоди. Кај Калиста, надворешниот слој одговара на ладна и цврста литосфера со дебелина од околу 100&#x20;километри. Тоа присуство објаснува недостаток на секакви знаци на ендогенична активност на површината. Циркулацијата во внатрешноста на Калиста можеби е на слоеви, бидејќи под високиот притисок најден таму, воден мраз постои во различни кристални фази почнувајќи од мраз I на површината до мраз VII во центарот. Тој процес на еволуција траел милијарда години и уште не е завршен.
Тековното разбирање на еволуцијата на Калиста овозможува постоењето на еден слој или "океан" на течна вода во нејзината внатрешност. Ова е поврзано со аномалното однесување на мраз I фазата на топење, која се намалува со зголемување на притисокот, постигнувајќи температури ниски до 251&#x20;К на 2,070&#x20;бар (207&#x20;MPa). Во сите реални модели на Калиста температурата во слојот помеѓу 100 и 200&#x20;километри во длабочина е многу блиску до, или малку ја надминува, оваа аномална температура на топење. Присуството на дури и мали количини на амонијак&#x2014;за 1&#x2013;2% од тежината&#x2014;речиси гарантира постоење на течност, бидејќи амонијакот би ја намалил температурата на топење температура дури и повеќе.
Иако Калиста по својства е многу слична на Ганимед, таа очигледно имала многу поедноставна геолошка историја. Површината, се чини дека била оформена главно од удари и други егзогенични сили. За разлика од соседниот Ганимед, тука има малку докази за тектонски активности.
5 Потенцијални услови за живот
Се шпекулира дека може да постои живот во потповршинскиот океан на Калиста. Како кај Европа и Ганимед, како и кај месечините на Сатурн: Енкелад, Мимант, Диона и Титан, можно е подземниот океанот да е составен од солена вода.
Можно е дека халофили да се развијат во океанот.
Како и со Европа и Ганимед, постои идејата дека услови за живот, па дури и вонземски микробиолошки живот може да постои во солениот океан под површината на Калиста. Сепак, животните услови неопходни за каков било живот се чини дека кај Калиста се понеповолни отколку на Европа. Главните причини се недостатокот на контакт со карпестиот материјал и понискиот топлински проток од внатрешноста на Калиста. Научникот Торенс Џонсон го рекол следново во врска со споредувањето на шансите за живот на Калиста со шансите на другите Галилееви месечини:Основните состојки за живот&#x2014;она што ние го нарекуваме "предбиотичка хемија'&#x2014;се застапени во многу објекти на сончевиот Систем , како што се комети, астероиди и ледени месечини. Биолозите сметаат дека течна вода и енергија се потребни за живот, па се чини возбудливо да се најде друго место каде што може да има течна вода. Но, енергијата е друго прашање, и во моментов, океанот на Калиста е само се загрева само од страна на радиоактивни елементи, додека Европа има и приливна енергија, со самото тоа што е поблиска до Јупитер.Врз основа на размислувањата споменати погоре и на други научни набљудувања, се смета дека од сите Јупитерови месечини, Европа има најголема шанса за микробиолошки живот.
6 Истражување
Одењето до Јупитер со ''Пионер 10'' и ''Пионер 11'' во раните 1970-ти донело малку нови информации за Калиста во споредба со тоа што веќе било познато и од Земјата врз основа на набљудувања. Вистински пробив се случил подоцна со прелетувањата на ''Војаџер 1'' и ''Војаџер 2'' во 1979 година. Тие снимиле повеќе од половина од површината на Калиста со резолуција од 1&#x2013;2&#x20;км, и прецизно ја измериле нејзината температура, маса и форма. Вториот круг на истражување траел од 1994 до 2003 година, кога леталото ''Галилео'' имал осум блиски средби со Калиста, а последниот прелет во текот на C30 орбитата во 2001 година бил на 138&#x20;км од површината. ''Галилео'' ја реализираше глобалната слика на површината и доставил голем број на слики со резолуција како на 15&#x20;метри од избраните области на Калиста. Во 2000, ''Касини'' леталото на пат за Сатурн направило висококвалитетни инфрацрвени спектри на Галилеевите месечини вклучително и на Калиста. Во февруари–март 2007 година, сондата ''Нови Хоризонти'', на својот пат до Плутон направи нови слики и спектри на Калиста.
Следната планирана мисија на Јовианскиот систем е Истражувачот на ледените Јупитерови месечини (JUICE) на Европската вселенска агенција, која ќе се лансира во 2022. Неколку блиски прелетувања на Калиста се планирани за време на мисијата.
7 Потенцијална колонизација
Во 2003 година, НАСА спровела концептуална студија наречена Човечки истражувања на далечни планети (HOPE) во однос на идните истражувања надвор од Сончевиот Систем. Целта избрана за детално разгледување била Калиста.
Студијата предложила можна основа на површината на Калиста за понатамошно истражување на Сончевиот Систем. Предностите на базата на Калиста вклучувале ниски зрачење (поради оддалеченоста од Јупитер) и геолошка стабилност. Со ваква база би се олеснило далечинското истражување на Европа и надвор од Сончевиот Систем.
Во декември 2003 година, НАСА објавила дека таква мисија до Калиста би била можна во 2040.
8 Поврзано
* Поранешна класификација на планетите
* Јупитерови месечини во научната фантастика
* Список на Јупитерови месечини