Callisto (satellit)

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
(Redirigit dempuèi Callisto (luna))
Salta a la navegació Salta a la cerca
Callisto, vista per Galileo

Callisto es un satellit naturau de Jupitèr. D'un diamètre mejan de 4 820 km, fa partida dei satellits naturaus pus gròs dau Sistèma Solar. Descubèrt en 1610 per Galilèu, es lo pus exterior dei quatre satellits galileians que dominan lo Sistèma Jovian. A respècte deis autrei satellits de talha importanta, a la particularitat d'aver una estructura intèrna pauc diferenciada amb un nuclèu format d'una mescla de ròcas e de glaç enviroutat per una crosta e, probablament, un ocean de glaç. Sa superficia mòstra de traças fòrça feblas d'activitat tectonica e una partida importanta de la luna es cubèrta per de terrens fòrça craterizats que datan de la formacion dau Sistèma Solar.

Istòria[modificar | modificar la font]

Retrach de Galilèu, descobreire de Ganimèdes en 1610.

Callisto foguèt descubèrt lo 7 de genier de 1610 per lo sabent italian Galilèu (1564-1642) qu'utilizèt una luneta astronomica de sa fabricacion per observar Jupitèr. I descurbiguèt de ponchs que se desplaçavan entre doas nuechs e, tre lo 15, concluguèt a l'existéncia de quatre objèctes en orbita a l'entorn de la planeta. L'astronòm alemand Simon Marius (1573-1624) assaièt sensa succès de contestar l'anterioritat de la descubèrta de Galilèu en 1614[1][2]. En revènge, gràcias a un conseu de Johannes Kepler (1571-1630), foguèt a l'origina dau nom actuau dei satellits galileians.

Fins a l'Èra Espaciala, leis informacions sus Callisto foguèron limitadas en causa dei limits de l'observacion dirècta a partir de la Tèrra. La premiera sonda espaciala que passèt a proximitat dau satellit foguèt la mission de la NASA Pioneer 10 en 1973, rapidament seguida en 1974 per Pioneer 11. Lei doas sondas permetèron de melhorar la determinacion dei caracteristicas fisicas dau satellit e de fotografiar sa superificia amb una resolucion de 400 km. Lei premierei fotografias claras foguèron presas per lo programa Voyager en 1979.

La fònt principala d'informacions sus Callisto es la mission seguenta mandada per la NASA dins lo sistèma jovian entre 1995 e 2000, la mission Galileo. D'efiech, aquela sonda realizèt uech susvoladas de la luna e s'aprochèt a 138 km de sa superifica. L'ensemble de la mission foguèt un succès important amb l'acabament de la cartografia dau satellit. En 2000, foguèt completat per un passatge rapid de la mission Cassini-Huygens que realizèt d'espèctres infraroges de la superficia. La sonda New Horizons realizèt de mesuras similaras en 2007.

Caracteristicas fisicas[modificar | modificar la font]

Callisto es un satellit naturau rocassós qu'a una forma quasi esferica d'un rai mejan de 2 410 km. Fa donc partida dei satellits pus gròs dau Sistèma Solar. Sa massa representa ansin 1,8% de la massa terrèstra e son diamètre 37,8%. Coma es lo cas per la màger part dei lunas importantas dau Sistèma Solar, sa densitat es situada entre aquela dei planetas gigantas e aquela dei planetas telluricas amb una valor de 1,834. Pròche de Ganimèdes, aquela valor es pasmens ben inferiora a aquela de satellits coma Io ò la Luna.

Segon lei modèls actuaus, la formacion de Callisto aguèt probablament luòc dins lo disc d'acrecion de Jupitèr. En causa de sa posicion pus extèrna, necessitèt una durada estimada a 100 000 ans.

Estructura intèrna[modificar | modificar la font]

Modèl de l'estructura intèrna de Callisto amb un grand nuclèu rocassós, una crosta exteriora de glaç e un ocean possible entre lo nuclèu e lo jaç de glaç.

Au contrari deis autrei satellits galileians, Callisto auriá pas una estructura intèrna totalament diferenciada. D'efiech, segon lei mesuras de la sonda Galileo e la valor febla de sa densitat, un modèl frequent per aqueu satellit imagina un nuclèu fòrça estendut de ròcas compressadas e de glaç. La quantitat de materiaus rocassòs aumentari ambé la prefondor en causa d'una diferenciacion parciala[3] [4]. Podriá tanben assostar un pichon nuclèu intèrne de silicatsamb una densitat compresa entre 3,1 e 3,6[5] [3]. Lo jaç pus extèrne de Callisto seriá fach de glaç amb una crosta de 80 a 150 km d'espessor[3] [6] e un ocean salat de 50 a 200 km situat en dessota de la crosta exteriora[3] [6]. La probabilitat de la preséncia d'un ocean seriá renforçada se l'aiga tèn un percentatge d'elements anti-gèl (amoniac per exemple) a l'entorn de 5%[6]. La probabilitat de la preséncia d'un ocean seriá renforçada se l'aiga tèn un percentatge d'elements anti-gèu (amoniac per exemple) a l'entorn de 5%[6]. Autrament, se Callisto tèn pas d'ocean, l'espessor dau jaç de glaç podriá agantar 300 km.

Atmosfèra[modificar | modificar la font]

Callisto a una atmosfèra fòrça tèuna facha de dioxid de carbòni amb una pression de 0,75 µPa[7]. Aqueu dioxid de carbòni es probablament produch per la sublimacion d'una partida dei glaç de la crosta dau satellit[7]. Dins aquò, se supausa la preséncia de dioxigèn dins l'atmosfèra de Callisto. Aquela preséncia podriá explicar la densitat d'electrons mesurada dins l'ionosfèra dau satellit qu'es tròp granda per èsser causada solament per lo dioxid de carbòni[8].

Superficia[modificar | modificar la font]

Estructura en anèus de Callisto.
Cratèrs de Callisto, en partida tocat per lo fenomèn d'erosion desconegut qu'escafa lentament lei cratèrs.

La superficia de Callisto a una temperatura mejana de 134 K amb de variacions anant de 80 K a 164 K e son albedo es de 0,22. Presenta d'elements geologics variats coma de plans craterizats, de plans liscs, de plans clars e de terrens associats amb d'estructuras an anèusultiples[9] [10]. En revènge, i a ges de montanha e de volcan e leis estructuras d'origina tectonica son fòrça raras[10].

Lei cratèrs d'impacte an una talha compresa entre 100 m e 100 km per lei cratèrs simples[9]. Lor forma despend dau diamètre. Lei cratèrs amb un diamètre inferior a 5 km son de depressions amb una fons plan ò una forma de bòla. Lei cratèrs d'un diamètre entre 5 e 40 km presentan un piton centrau. Aquelei amb un diamètre pus important, situat entre 25 e 100 km, an de depressions centralas en plaça dau piton. De cratèrs d'un diamètre pus grand que 60 km pòdon aver un dòma centrau benlèu causat per un solevament tectonic[9]. Quauquei grands cratèrs son brilhants e mòstran d'estructuras centralas en forma de dòma irregular[9]. Aquelei formacions serián d'estructuras de transicion vèrs lei cratèrs amb d'anèus multiples[9]. Callisto a doas estructuras en anèus multiples amb de diamètres de 1 600 e 1 800 km.

Lei plans craterizats son lo relèu pus frequent de la luna. Son compausats de la litosfèra anciana e d'una mescla de glaç e de materiaus rocassós. Lor temps es d'aperaquí 4,5 miliards d'ans. La densitat de craterizacion d'aquelei regions es quasi la pus importanta dau Sistèma Solar[11]. Lei plans clars an de cratèrs brilhants coma Burr e Lofn e de rèstas de cratèrs ancians. Enfin, lei plans liscs son lei zònas pus raras. Son generalament situadas dins leis estructuras en anèus multiples e, de còps, dins lei plans craterizats. Certanei tacas liscas podrián èsser lo resultat d'un criovolcanisme. Lo temps dei plans liscs e clars seriá entre 1 e 4 miliards d'ans[11] [12].

La superficia de Callisto mòstra un deficit en cratèrs d'un diamètre inferior a 1 km a respècte dei plans sorns dau satellit vesin de Ganimèdes[9]. En plaça, i a de depressions circularas e d'asperitats pichonas[12]. Aquelei formacions serián lo resultat d'un fenomèn d'erosion desconegut que podriá èsser causat per la sublimacion lenta de l'aiga vèrs la temperatura de −108 °C[12]. D'efiech, la temperatura engendrada per lo Soleu au zenit podriá sublimar leis elements volatils dei glaç. Puei, lei materiaus rocassós dei parets s'afondrián en avalanca[12] [13]. S'aquela ipotèsi es corrècta, lei materiaus ai cimas dei cratèrs son principalament rocassós.

Camp magnetic[modificar | modificar la font]

Callisto a un pichon camp magnetic causat per la formacion d'un dipòl induch per lei variacions dau camp magnetic de Jupitèr.

Orbita e rotacion[modificar | modificar la font]

Callisto orbita a l'entorn de Jupitèr a una distància mejana de 1 880 000 km en 167 jorns terrèstres amb una excentricitat egala a 0,0074. Lo plan de sa trajectòria es quasi dins lo plan eqüatoriau de la planeta e l'enclinason de son axe de rotacion es egalament quasi nulla, entre 0,4° e 1,6°. Coma per la màger part dei satellits dau Sistèma Solar, la rotacion de Callisto es sincròna. Es a dire que lei periòdes de rotacion dau satellit a l'entorn de son aisse e a l'entorn de Jupitèr son identics.

Observacion[modificar | modificar la font]

Fotografia amatora de Jupitèr e de sei quatre satellits principaus.

En teoria, es possible d'observar Callisto a uelh nus car sa magnitud aparenta de + 5,65 seriá sufisenta per veire lo satellit dins de condicions favorablas. Pasmens, dins la realitat, son lume es escondut per l'esclat de Jupitèr. L'observacion dirècta de Callisto necessita donc au mens un instrument amator de febla poissança.

Liames intèrnes[modificar | modificar la font]

Bibliografia[modificar | modificar la font]

Referéncias[modificar | modificar la font]

  1. Segon eu, aviá observat lei quatre satellits galileians tre 1609. Pasmens, citèt unicament d'exemples datant de 1613 e sei nòtas personalas parlan pas d'observacions de Jupitèr anterioras a 1610.
  2. Segon de recèrcas menadas dins d'archius astronomics chinés, l'astronóm Gan De (sègle IV avC) auriá observat de satellits galileians en 365 avC gràcias a de condicions d'observacion fòrça favorables. Aquò es teoricament possible dins certanei configuracions espacialas. Pasmens, l'informacion foguèt rapidament oblidada per sei contemporanèus.
  3. 3,0 3,1 3,2 et 3,3 Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). "Internal structure of Europa and Callisto". Icarus 177: 550–369.
  4. Anderson, J. D.; Schubert, G.; Jacobson, R. A.; et al. (1998). "Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto" (pdf). Science 280 (5369): 1573–1576.
  5. Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. (2001). "Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto". Icarus 153: 157–161.
  6. 6,0 6,1 6,2 et 6,3 Spohn, T.; Schubert, G. (2003). "Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?" (pdf). Icarus 161: 456–467.
  7. 7,0 et 7,1 Carlson, R. W.; et al. (1999). "A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto" (pdf). Science 283 (5403): 820–821.
  8. Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al. (2005). "Atmosphere of Callisto" (pdf). Journal of Geophysics Research 110: E02003.
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 et 9,5 R. Greeley, J. E. Klemaszewski, L. Wagner et al., « Galileo views of the geology of Callisto », dans Planetary and Space Science, vol. 48, 2000, p. 829–853.
  10. 10,0 et 10,1 Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E. et al, « Geological map of Callisto [archive] », U.S. Geological Survey, 1997.
  11. 11,0 et 11,1 K. Zahnle et L. Dones, « Cratering Rates on the Galilean Satellites », dans Icarus, vol. 136, 1998.
  12. 12,0 12,1 12,2 et 12,3 Moore, Jeffrey M., Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, 2004, « Callisto ».
  13. Jeffrey M. Moore, Erik Asphaug, David Morrison et al., « Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission », dans Icarus, vol. 140, 1999, p. 294–312.