Kalisto komponiĝas ĉirkaŭ egalparte elroko kajglacio. Ĉar la varmigo protajda forto estas feblega, la luno estus malmultediferenciĝinta. Esploroj faritaj helpe'de lakosmosondiloGalileo elmontris, ke Kalisto havas malgrandankernon elsilikatoj kaj oceanon da likvaakvo je pli ol cent kilometroj sub la surfaco de la luno, en kiu ne estas malebla ke ekzistus formo deekstertera vivo.
La surfaco de Kalisto estas tre malnova, kovrita dekrateroj kaj montras nenian spuron deplatotektoniko. La surfaco de Kalisto estas malpli afektata de la Jupiteramagnetosfero ol la aliaj satelitoj, ĉar ĝi estas pli malproksima de la palnedo. Ĝi havas tre maldensan atmosferon, konsistantan elkarbona dioksido kajoksigeno, kajjonosferon.
Kalisto estis studata de plurajkosmsondiloj:Pioneer 10,Pioneer 11,Galileo kajCassini. Tiu satelito estis longtempe rigardita, kiel unu el la plej bona loko de instalo de bazo por esplori la Jupiteran lunaron.
Kalisto estis eltrovita en januaro1610 deGalilejo kun la aliajgalilejaj satelitoj. Tamen, eblas ke ĝin estus malkovrintaĈinaastronomoGan De en jaro-362.La nomo de Kalisto venas el la greka kaj estas la nomo de unu el la multaj amatinoj dedio Zeŭso: la nimfo Καλλιστώ (angle: Callisto). Tiu nomo estis proponita perSimon Marius, unu el la eltrovintuloj de tiu luno.Laŭ Marius, tiu nomo estus proponita de JohanoKeplero. Tamen, la termino "Jupitero IV" (Jupitero 4) enkodukita de Galileo estos uzata ĝis la mezo de la19-a jarcento anstataŭ la nomoj de laGalilejaj satelitoj.
Kalisto estas la galilea satelito plej malproksima de Jupitero, la radiuso de ĝia ĝia orbito estas 1 880 000 km, 26,3 oble la radiuso de Jupitero, multe pli granda ol tiu deGanimedo: 1 070 000 km. Kalisto ne estas enorbita resonanco kun la tri aliaj lunoj.
Kiel multe da lunoj, Kalisto estas enligita rotacio ĉirkaŭ Jupitero, la daŭro de ĝia tago egalas ĝiaorbita periodo, ĉirkaŭ 16,7 teraj tagoj. Ĝia orbitaj inklinacio (rilate al laekvatora plano de Jupitero) kaj discentreco estas malgrandaj, kaj varias preskaŭ periode, pro perturboj fare deSuno kaj Jupitero.
Pro la reguleco kaj granda radiuso de la orbito, la tajdaj fortoj ĉiam estis malgrandaj kaj ne tre varmigis la Kalistan interon. La radiado de partikloj el la Jupiteramagnetosfero estas relative malforta, 300 oble pli malgranda ol tiu, kiun suferasEŭropo.
La malgranda mezadenseco de Kalisto (1,83 g.cm−3 pensigas, ke tiu astro komponiĝas el roko kaj akvaglacio en proksimume egala proporcioj, kun kelkaj glaciitaj gasoj, kielamoniako.
La surfaco de Kalisto havasalbedon de ĉirkaŭ 20%. La analizo per infraruĝa kaj transviola spektro (farita deGalileo kaj de Tero) permesis identigi aliajn materialojn ol glacio:hidratajnsilikatojn defero kajmagnezio,karbonan dioksidon,sulfuran dioksidon, kaj ebleamoniakon kajorganikajn komponaĵojn. La surfaco aperasmalhomogena je malgranda skalo: malgrandaj helaj makuloj da pura glacio miksiĝas kun makuloj da glacia-roka miksaĵo kaj malhelaj areoj da ne-glacia materialo.
La surfaco de Kalisto estas ne simetria: laantaŭa duonsfero (rilate al la orbita movo) estas pli malhela ol lamalantaxua duonsfero (ĉe la aliaj galileaj lunoj, estas la malo). laantaŭa duonsfero de Kalisto estas pliriĉa persulfura dioksido, kaj lamalantaŭa estas pliriĉa perkarbona dioksido. Multe da junajalfrapaj krateroj havas pli granda koncentro per karbona dioksido. La kemia komponiĝo de la surfaco de Kalisto estas proksima te tiu deasteroidoj diritas "de tipo D"
Interna strukturo de Kalisto.krédito : NASA/JPL-CaltechMagneta kampo ĉirkaŭ Kalisto. La kurbo de la kampaj linioj indikas la ekziston deelektre konduktiva tavolo. (La ruĝa linio estas la trajektorio de kosmosondilo Galileo)
Kalisto estas kovrata de glacihavalitosfero de dikeco inter 80 kaj 150 km, sub kiu povus esti oceano dasalakvo. Tion ŝajnas indiki esploroj pri la Jupiteramagneta kampo proksime de ĝiaj lunoj. Kalisto kondutas kiel sfero perfektekonduktiva en kiu la magneta kampo ne eniras. Tio pensigas, ke tia luno havas ene de si konduktivanlikvaĵon de dika de almenaŭ 10 km. La ebleco ke akvo restus likva estas pligrandigata, se ĝi entenas amoniakon, aŭ alianmalfrostilon en proporcio de malpli granda aŭ egala al 5%. La profundeco de la oceano povus tiam esti 250 al 300 km. Se Kalisto ne havus oceanon, la dikeco de ĝialitosfero povus esti ĝis 300 km.
Sub la litosfero kaj la oceano, la intero de Kalisto estas nek tutehomogena, nek tute malhomogena. Estas miksaĵo rokoj kaj glacio, kie la proporcio da roko kreskas kun la profundeco. La mezuroj kolektitaj deGalileo (ĉefe lasendimenciainercimomanto[3] indikas, ke Kalisto povas havi kernon da silikatoj, kies radiuso estas malpli ol 600 km, kun denso inter 3,1 kaj 3,6 g.cm−3.
La surfaco de Kalisto estas la plej riĉa je krateroj el la Sunsistemo: ĝia denso en krateroj proksimas la saturecon: se formiĝas novaalfrapa kratero, ĝi forviŝas malvovajn kraterojn. La Kalista "geografio" estas relative simpla: krom la alfrapaj krateroj kaj iliaj asociatas strukturoj, la planedo havas nek montojn, nek vulkanojn, nek aliaj geologiajn formaciojn.
La ringa strukturo Valhalo
La surfaco de Kalisto povas esti divizata en variaj geologiaj zonoj : Kraterahavaj ebenaĵoj , helaj, glataj kaj ŝajnante brilaj ebenaĵoj, kaj multi-ringaj strukturoj asociataj al alfrapaj krateroj. La kraterhavaj ebenaĵoj formas la pli grandan parton de la surfaco, kaj reprezentas la praan litosferon, miksado da glacio kaj da roko. La helaj ebenaĵoj komprenas brilantajn kraterojn, kiel Burr kajLofn, kaj ankaŭ restaĵoj da malnovaj forviŝitaj krateroj, tiel nomatajpalimpsestoj. Tiuj helaj ebenaĵoj estus glaciaj delasaĵoj, rezultantaj de alfrapo. La glataj, brilantaj ebenaĵoj konsistas malgrandan parton de la surfaco de Kalisto kaj ĉesas en la regionoj de krestoj kaj fendoj de la kraterojValhalo kajAsgardo, kaj foje en la kraterhavaj ebenaĵoj. La sciencistoj opiniis, ke ili rezultis de "en-planeda" aktiveco, sed bildoj en alta difino montris, ke la helaj brilantaj ebenaĵoj estis ligataj al la tre fendata kaj raspaj terenoj, kaj ne montras signo de surfaca renoviĝo. La bildoj senditaj de Galileo montris malgrandajn malhelajn glatajn zonojn, de entuta surfaco malpli vasta ol 10 000 km². Eble estas restaĵoj de erupciaĵoj deglaciaj vulkanoj. La helaj ebenaĵoj kaj la glataj ebenaĵoj estas pli junaj kaj malpli kraterhavaj ol la fono de la kraterhavaj ebenaĵoj.
Kratero Hár kaj ĝia centra kupolo
La diametro de laalfrapaj krateroj observataj sur Kalisto estas de 0,1 km (limo debilda distingkapablo) al 100 km, sen paroli pri la multi-ringaj strukturoj. Malgrandaj krateroj, kies diametro estas malpli de 5 km, estas nuraj kavaĵoj en formo debovlo, aŭ kun ebena fundo; tiuj de diametro inter 5 kaj 40 km ĝenerale havas centran pinton; pli grandaj krateroj (inter 25 kaj 100 km) havas centran kavaĵon anstataŭ pinto; kaj plej grandaj krateroj, kiel Doh kaj Hár povas havi centrankupolon, kiu povus esti ŝuldata altektonika levo post alfrapo. Kelkaj tre grandaj krateroj, brilantaj kaj kun diametro pli granda ol 100 km, havas nenormalajn kupolajn strukturojn. Ilaj altecoj estas malgrandaj, kaj ilia tipo proksimiĝas, de tiu de la multi-ringaj strukturoj. La krateroj de Kalisto ĝenerale estas malpli profundaj ol tiuj deLuno.
Plej grandaj strukturoj de alfrapo estas la multi-ringaj basenoj: La kratero Valhalo estas la plej granda kun centra brilanta region de 600 km de diametro, kaj ringoj etendiĝantaj ĝis 1 800 km for de la centro. La sekvanta estas Asgardo kun diametro de 1 600 km. Tiuj pluroblaj ringoj rezultas verŝajne de la disrompo de la litosfero post alfrapo, litosfero kiu devas kuŝi sur mola, eĉ likva, materialo; eble suroceano.
La "katenoj", ekzemple la kateno Gomul, estas alia alfrapaj strukturoj: vicoj da krateroj verŝajne ŝuldata al objektoj diserigita protajda forto post paso apud Jupitero. Lakometo Shoemaker-Levy 9 estas ekzemplo de tiel diserigata korpo.
Terglitoj kaj malgrandaj makuloj
Malgrandaj makuloj da pura glacio, kun albedo de pli ol 80%, estas ĉirkaŭitaj de malhelaj terenoj. Foto de granda distingkapablo de Galileo, montras ke la helaj makuloj situas ĉefe en altaj lokoj: krutaĵo de krateroj, rando de faŭlto, krestoj kaj elstaraĵoj; estas probable maldikaj tavoloj da frosto. La malhelaj materialoj situas en malaltaj ebenaĵoj. Ili formas makulojn de grando ĝis 5 km en la fundoj de la krateroj kaj la malaltaĵoj inter la krateroj.
En skalo de la kilometro, la surfaco aperas pli eluzita ol tiu dela aliaj galilejaj lunoj. Mankas malgrandaj krateroj de diametro malpli granda ol 1 km (kompare kunGanimedo). Anstataŭ malgrandaj krateroj, aperas sur Kalisto malgrandaj aspraĵoj kaj kavaĵoj. La aspraĵoj estus restaĵoj de randoj de krateroj, rompitaj de nekonata procezo. Tiu procezo povus esti la malrapidasublimado de la glacio, sub temperaturo de 165K, atingita en la regionoj, kie lasuno estas en lazenito. En tiu hipotezo, la malhela materio en la malaltaj ebenaĵoj estus senglaciaj rokaĵoj, falintaj el la randoj de la krateroj, kiu superŝutas la glacihavajn rokojn.
La relativaj aĝoj de la variaj regionon de Kalisto povas esti trovataj per ilia denso en krateroj. Ju pli la surfaco estas malnova, des pli ĝi enhavas kraterojn. Nenia absoluta datigo estis farita, sed laŭ iaj teorioj, la aĝo de la kraterhavaj ebenaĵoj estas estimata al 4,5 miliardoj da jaroj, tie estas proksimume la aĝo de la sunsistemo. La aĝo de la multi-ringaj strukturoj kaj de la krateroj estas estimata, laŭ la frekvenco de formiĝo de la krateroj, inter 1 kaj 4 miliardoj da jaroj.
Kalisto havas maldikanatmosferon, ĉefe konsistanta elkarbona dioksido. La ĉesurfaca premo estas estimata je 7,5 × 10−12bar (aŭ 7,5 × 10−7Pa). La kalista atmosfero estis malkovrita per laspektrometroNear Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) de la kosmosondilo Galileo, kiu observis laspektran linion de 4,2 mikrometroj dekarbona dioksido. Tiu atmosfero devas esti konstante nutrata, ĉar alikaze ĝi rapide malaperus. Ĝi povus esti nutrata de la sublimado de glacio de karbona dioksido.
La kalistajonosfero estis observata dum proksima transpaso fare de Galileo, kiam ĝi kaŝis la radiosignalojn de la sondilo. Oni tiam estimis la denson daelektronoj inter 7 kaj 17 × 104 cm−3; tiom alta valoro ne povas esti klarigita per jonigado de CO₂. Tiel, la kalista atmosfero povus enteni molekulanoksigenon, en kvanto dekoble ĝis centoble pli granda ol tiu de la karbona dioksido. Tamen, ne estas senpera pruvo de la ĉeesto de oksigeno en la atmosfero de Kalisto. Lakosmoteleskopo Hubble ne permesis trovi oksigenon en la atmosfero, sed detektis kondensitan oksigenon ĉe la surfaco de Kalisto.
La partaplaneda diferenciĝo de Kalisto supozigas, ke la luno neniam estis sufiĉe varma por fandigi glacion. Sekve, la plej verŝajna modelo de formiĝo estas malrapidaalkresko en lasuna nebulozo el kiu Jupitero formiĝis. Laŭ tiu teorio, la formiĝo de Kalisto daŭris inter 0,1 kaj 10 milionojn da jaroj.
Post la alkresko, okazis fenomenoj de varmiĝo (proradiaktiveco) kaj malvarmiĝo. Jakonvekto povas okazi en solida glacio, ĉar ĝiaviskozeco malkreskas kiam ĝi proksimiĝas al siafandpunkto. Oni hipotezas, ke la supra, tre malvarma tavolo de la luno tralasas varmon pervarmokondukto, dum okazas konvekto en pli profundaj tavoloj (cento da kilometroj).
Laŭ la nunaj teorioj, Kalisto enhavus tavolon da likva akvo (oceano). Ĉe premo de ĉirkaŭ 2070bar, lafandopunkto de glacio atingas 251K (-22 °C). La temperaturo de la tavolo inter 100 kaj 200 kilometro estus tre proksima aŭ iom pli alta ol tiu temperaturo[5][6]. La ĉeesto deamoniako, eĉ en malgranda kvanto, certigus la ekziston de likva tavolo, ĉar la fandopunkto de tiu miksaĵo estus ankoraŭ pli alta.
↑Lasendimensia inercimomanto estas la inercimomanto dividita perm.r², en kium estas la maso kajr la radiuso. Ĝi valoras 0,4 por homogena sfero, sed malpli de 0,4 por sfera korpo, kies denso pligrandiĝas proksime de la centro.
↑[http://exploris.chez.com/jupmys.htm Mystères de Jupiter: Eau liquide également sous la surface de Callisto ?(Misteroj de Jupitero: ĉu likva akvo ankaŭ sub la supraĵo de Kalisto?)(france)
