Vệ tinh Callisto của Sao Mộc

Callisto, còn được gọi là Sao Mộc IV, ngoài cùng của bốn mặt trăng lớn (vệ tinh Galilê) được phát hiện xung quanh Sao Mộc bởi nhà thiên văn học người Ý Galileo vào năm 1610. Có lẽ nó cũng được nhà thiên văn học người Đức Simon Marius phát hiện ra một cách độc lập cùng năm đó. Thần thoại Hy Lạp. Callisto là một khối đá và băng dày đặc, tối tăm, dường như vẫn không thay đổi đáng kể trong và ngoài trong bốn tỷ năm qua.

Sao Mộc: Callisto

Bề mặt băng giá của vệ tinh này bị chi phối rất nhiều bởi các miệng hố va chạm đến nỗi không có đồng bằng mịn như maria tối quan sát trên

Callisto có đường kính khoảng 4.800 km (3.000 dặm) -less hơn 100 km (60 dặm) né đường kính của hành tinh Mercury-và nó quay quanh sao Mộc ở khoảng cách trung bình khoảng 1.883.000 km (1.170.000 dặm). Mật độ khối của Callisto là 1,83 gram trên mỗi cm khối, hơn một nửa so với Mặt trăng của Trái đất, điều này cho thấy Callisto có khoảng một nửa đá và một nửa băng. Các phép đo tàu vũ trụ của trường trọng lực của nó chỉ ra rằng, không giống như các mặt trăng Galilê khác, vệ tinh này không được phân biệt. Do đó, bên trong của nó phải giống như một bánh pudding nho khô, với hỗn hợp đá và đá, thay vì thể hiện cấu trúc lớp phủ lõi được tìm thấy trong Io, Europa và Ganymede. Tuy nhiên, Callisto có từ trường yếu do trường Sao Mộc gây ra, điều này làm tăng khả năng một lớp nước lỏng mặn dẫn điện tồn tại ở đâu đó bên dưới bề mặt của nó.

Callisto lần đầu tiên được quan sát ở cự ly gần bởi tàu vũ trụ Voyager 1 và 2 vào năm 1979 và sau đó bởi quỹ đạo Galileo bắt đầu vào giữa những năm 1990. Không giống như Ganymede, thành phần rất giống nhau, Callisto không thể hiện một lượng lớn băng trên bề mặt của nó. Quang phổ cận hồng ngoại chỉ chứa các dấu hiệu yếu của băng nước và bề mặt quá tối để chỉ được làm bằng băng. Hình ảnh chi tiết của Galile cho thấy rằng các lớp vật chất tối đã phá hủy các miệng hố nhỏ nhất ở một số khu vực và các quan sát quang phổ của nó cho thấy vật liệu này là một hỗn hợp các khoáng chất ngậm nước giống như đất sét. Các nghiên cứu quang phổ cũng dẫn đến việc phát hiện ra carbon dioxide rắn trên Callisto và sự hiện diện của một bầu không khí carbon dioxide kéo dài, liên tục thoát ra. Ngoài ra, mặt trăng có dấu vết của các hợp chất lưu huỳnh, có thể đến từ Io hoạt động núi lửa; hydro peroxide, có lẽ được làm từ nước đá bằng các phản ứng quang hóa; và các hợp chất hữu cơ có thể được phân phối bởi sao chổi.

Callisto là miệng núi lửa nặng nhất trong số tất cả các vệ tinh của Sao Mộc. Mật độ của các miệng hố cho thấy chúng được sản xuất khoảng bốn tỷ năm trước, khi tất cả các cơ thể của hệ mặt trời đều bị bắn phá nặng nề bằng sao chổi và thiên thạch. Hoạt động bên trong không làm thay đổi đáng kể bề mặt của Callisto như trong trường hợp của các vệ tinh Galilê khác. Ngoài số lượng lớn các miệng hố cỡ trung bình (có đường kính vài chục km), đặc điểm nổi bật nhất của Callisto là các cấu trúc đa năng có chiều dài hàng trăm đến hàng nghìn km. Lớn nhất, tên là Valhalla, bao gồm khoảng 10 vòng tròn đồng tâm với đường kính tối đa khoảng 3.000 km (1.860 dặm). Những cấu trúc này có thể được tạo ra bởi các tác động rất lớn; các đặc điểm tương tự được tìm thấy trên Sao Thủy (ví dụ, Lưu vực Caloris) và Mặt trăng (Mare Orientale), nhưng với sự khác biệt quan trọng do các thành phần vỏ khác nhau. Việc lưu giữ hồ sơ bắn phá dữ dội này trên bề mặt của Callisto phù hợp với việc không có sự khác biệt bên trong. Rõ ràng, vệ tinh này, một mình trong số các mặt trăng Galilê, không bao giờ bị mắc kẹt trong các cộng hưởng quỹ đạo chịu trách nhiệm cho sự nóng lên của thủy triều rất quan trọng trong quá trình tiến hóa của Ganymede, Europa và Io.