Callisto (astronomia): differenze tra le versioni

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== Parametri orbitali ==
[[File:001221 Cassini Jupiter & Europa & Callisto.jpg|thumb|Callisto, in basso a sinistra dell'immagine, ripreso dalla [[Missione spaziale Cassini-Huygens|sonda Cassini]]. In alto adestraa destra è visibile Giove e, sul suo disco, appena a sinistra della [[Grande Macchia Rossa]], è visibile Europa.]]
Callisto è il più esterno dei quattro satelliti galileiani e orbita ad una distanza di circa {{M|1880000|k|m}} (equivalenti a 26,3 [[Raggio gioviano|raggi gioviani]]) da Giove,<ref>{{Cita web|titolo=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|editore=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem}}</ref> significativamente maggiore rispetto a quella del vicino Ganimede (1 070 000&nbsp;km). Per questo motivo Callisto non è in [[risonanza orbitale]] come lo sono invece i tre satelliti galileiani interni.<ref name=Musotto2002/>
 
Come la maggior parte delle altre lune regolari, la rotazione del Callisto è bloccata in [[rotazione sincrona]] con la sua orbita, di conseguenza la lunghezza del giorno di Callisto è pari al suo [[periodo orbitale]], che è di circa 16,7 giorni.<ref name="Anderson 2001">{{Cita pubblicazione|cognome=Anderson|nome=J. D. |autore2=Jacobson, R. A. |autore3=McElrath, T. P. |autore4= et al. |titolo=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto |rivista=Icarus|anno=2001|volume=153|numero=1|pp=157–161|doi=10.1006/icar.2001.6664| bibcode=2001Icar..153..157A|cognome5=Schubert |nome5=G. |cognome6=Thomas |nome6=P. C. }}</ref> Percorre un'orbita quasi circolare e assai prossima al piano equatoriale di Giove, con [[Eccentricità orbitale|eccentricità]] e [[Inclinazione orbitale]] che subiscono variazioni su una scala temporale di secoli a causa delle perturbazioni gravitazionali solari e planetarie.<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Bills|nome=Bruce G.|titolo=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|anno=2005|volume=175|numero=1|pp=233–247|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028| bibcode=2005Icar..175..233B |rivista= Icarus}}</ref>. L'eccentricità varia da 0.0072 a 0,0076°, mentre l'inclinazione orbitale varia da 0,20 a 0,60°,<ref name=Musotto2002/> ed entrambe contribuiscono a variare l'[[inclinazione assiale]] di Callisto tra 0,4 e 1,6°.<ref>{{cita pubblicazione|cognome=Bills|nome=Bruce G.|titolo=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|anno=2005|volume=175|numero=1|pp=233&ndash;247|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028| bibcode=2005Icar..175..233B |rivista=Icarus}}</ref>
 
L'isolamento dinamico di Callisto implica che non sia mai stato sensibilmente influenzato da maree gravitazionali, e ciò ha influito sulla sua evoluzione e sulla sua struttura interna.<ref name=Freeman2006>{{Cita pubblicazione|cognome=Freeman|nome=J.|titolo=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|anno=2006|volume=54|numero=1|pp=2–14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|formato=PDF |rivista= Planetary and Space Science|bibcode=2006P&SS...54....2F}}</ref> Data la sua distanza da Giove, il flusso di particelle cariche appartenenti alla magnetosfera gioviana che raggiungono la sua superficie è piuttosto basso (circa 300 volte inferiore rispetto che sua Europa) ed ha avuto effetti trascurabili su di essa, a differenza di quanto accaduto sugli altri satelliti galileiani.<ref name=Cooper2001/> Il livello di radiazione sulla superficie di Callisto è equivalente ada una dose di circa 0,01 [[Röntgen equivalent man|rem]] (0,1 [[Sievert|mSv]]) al giorno, sette volte inferiore alla radiazione che riceve la Terra.<ref name="ringwald">{{Cita web|data=29 febbraio 2000 |titolo=SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) |editore=California State University, Fresno |autore=Frederick A. Ringwald |url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt |accesso=4 luglio 2009}} [http://www.webcitation.org/5jwBSgPuV (Webcite from 2009-09-20)]</ref>
 
== Composizione ==
La densità media di Callisto, {{M|1,83||g/cm3}},<ref name="Anderson 2001"/> suggerisce una composizione di parti approssimativamente uguali di materiale [[Roccia|roccioso]] e [[Ghiaccio|ghiaccio d'acqua]], con tracce di ghiacci volatili come l'[[ammoniaca]].<ref name=Kuskov2005/> La percentuale di massa di ghiacci presente è del 49-55 % mentre non è nota con esattezza la componente rocciosa,<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/> anche se probabilmente è simile alla composizione delle [[Condrite#Condriti ordinarie|condriti ordinarie]] L e LL, che sono caratterizzate da un basso contenuto di ferro metallico e da una più abbondante presenza di [[ossido di ferro]] rispetto lealle condriti H.<ref name=Kuskov2005/>
 
La superficie di Callisto ha un'[[albedo]] di circa 0,2,<ref name=Moore2004/> cioè [[Riflessione (fisica)|riflette]] il 20% della luce solare che riceve. Si ritiene che la composizione superficiale sia sostanzialmente simile a quella del resto del satellite. Osservazioni spettroscopiche nel vicino infrarosso hanno rivelato la presenza di [[Spettro di assorbimento|bande di assorbimento]] del ghiaccio acqua a [[Lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] di 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 [[micrometri]].<ref name=Moore2004/> Il ghiaccio d'acqua sembra essere onnipresente sulla superficie di Callisto, con una frazione della massa totale pari al 25-50%.<ref name=Showman1999 />L'analisi ad alta risoluzione degli spettri nel vicino infrarosso e nell'[[Radiazione ultravioletta|ultravioletto]] ottenuti dalla sonda Galileo hanno rivelato la presenza di diversi materiali non ghiacciati in superficie, come idrosilicati di ferro e [[magnesio]],<ref name=Moore2004/> [[anidride carbonica]],<ref name=Brown2003/> [[biossido di zolfo]],<ref name=Noll1996>{{Cita web|cognome=Noll|nome=K.S.|titolo=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope|anno=1996|editore=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|p=1852|formato=PDF}}</ref> e forse, ammoniaca e vari [[composti organici]].<ref name=Showman1999/><ref name=Moore2004/> I dati spettrali indicano anche che la superficie di Callisto è estremamente eterogenea su piccola scala. Piccole zone luminose formate da ghiaccio d'acqua pura sono miste a zone formate da una miscela di roccia e ghiaccio e ad estese aree scure di materiali non ghiacciati.<ref name="Greeley 2000"/><ref name=Moore2004/>
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La superficie butterata di Callisto sovrasta una [[litosfera]] gelida, spessa 80–150&nbsp;km,<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/> mentre, ad una profondità di 50–200&nbsp;km, si troverebbe uno strato di acqua liquida e salata dallo spessore di {{M|10|k|m}}.<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/><ref name="Zimmer 2000"/>
 
Tale oceano interno è stato scoperto indirettamente attraverso studi del [[campo magnetico]] attorno a [[Giove (astronomia)|Giove]] e ai suoi satelliti più interni.<ref name="Zimmer 2000">{{Cita pubblicazione|cognome=Zimmer|nome=C.|autore2=Khurana, K. K.|titolo=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations|rivista=Icarus|anno=2000|volume=147|numero=2|pp=329–347|doi=10.1006/icar.2000.6456|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf|formato=PDF|bibcode=2000Icar..147..329Z|cognome3=Kivelson|nome3=Margaret G.}}</ref> Callisto, infatti, non possiede un campo magnetico proprio, ma solo un campo indotto che varia in direzione, in risposta alle diverse configurazioni orbitali del satellite rispetto al campo magnetico di Giove. Ciò suggerisce che all'interno di Callisto si trovi uno strato di fluido molto conduttivo. L'esistenza di un oceano sarebbe più probabile se l'acqua contenesse una piccola quantità di [[ammoniaca]] o altre sostanze [[antigelo]], fino al 5% del peso.<ref name="Spohn 2003" /> In tal caso, lo strato di acqua e ghiaccio potrebbe raggiungere uno spessore di 250–300&nbsp;km.<ref name=Kuskov2005/> I modelli che non prevedono l'esistenza dell'oceano, indicano un maggiore spessore per la litosfera ghiacciata, che potrebbe raggiungere una profondità di circa 300 chilometri.
 
Un altro indizio a favore dell'esistenza dell'oceano interno è che l'emisfero del satellite direttamente opposto al [[bacino Valhalla]] non mostra alcuna frattura, a differenza di quanto succede agli antipodi di crateri di simili dimensioni sulla [[Luna]] o su [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]]. Uno strato liquido sarebbe probabilmente in grado di assorbire le [[onde sismiche]] prima che esse possano rifocalizzarsi sul punto opposto della [[Crosta (esogeologia)|crosta]] planetaria.<ref name="Spohn 2003" />
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== Atmosfera ==
{{vedi anche|Atmosfera di Callisto}}
Callisto ha un'[[atmosfera]] molto tenue, composta da [[anidride carbonica]],<ref name="Carlson 1999" /> rilevata attraverso lo [[spettrometro]] nel vicino [[radiazione infrarossa|infrarosso]] a bordo della [[sonda Galileo]]. Si stima che sulla superficie sia raggiunta una pressione di {{M|0,75|micro|Pa}} ed una densità di {{M|4|e=8|c|m}}<sup>−3</sup>. Poiché un'atmosfera di tale entità sarebbe perduta dal satellite in circa 4 giorni, deve essere presente un meccanismo che la reintegra costantemente, probabilmente la [[sublimazione]] del [[Ghiaccio secco|ghiaccio di anidride carbonica]] presente sulla superficie,<ref name="Carlson 1999"/> ipotesi compatibile con la formazione delle striature brillanti presentivisibili sulla superficie.
 
Callisto è dotato di una [[ionosfera]], rilevata durante i [[sorvolo ravvicinato|sorvoli ravvicinati]] della [[sonda Galileo]];<ref>{{Cita pubblicazione |cognome=Kliore|nome=A. J. |coautori=Anabtawi, A; Herrera, R. G.; ''et al.''|titolo=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations |rivista=Journal of Geophysics Research|anno=2002|volume=107|pagine=1407|doi=10.1029/2002JA009365| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K}}</ref> i valori della densità elettronica, misurata in {{M|7 – 17|e=4|c|m}}<sup>−3</sup>, non trovano spiegazione nella sola [[fotoionizzazione]] dell'anidride carbonica presente nell'atmosfera. Di conseguenza, si ritiene che l'atmosfera sia in realtà dominata da una seconda specie, presente in quantità 10 − 100 volte superiori rispetto alla CO<sub>2</sub>.<ref name="Liang 2005">{{Cita pubblicazione|cognome=Liang|nome=M. C.|coautori=Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; ''et al.''|titolo=Atmosphere of Callisto|rivista=Journal of Geophysics Research|anno=2005|volume=110|pagine=E02003|doi=10.1029/2004JE002322| url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|formato=pdf}}</ref> Sebbene gli studiosi ritengano che possa trattarsi dell'[[ossigeno]] molecolare, non sono ancora riusciti a rilevarlo direttamente. Ciononostante, le osservazioni condotte con il [[telescopio spaziale Hubble]] hanno posto un limite superiore alla concentrazione dell'ossigeno (sulla base della sua mancata rilevazione) ancora compatibile con tale ipotesi.<ref name=Strobel2002>{{Cita pubblicazione|cognome=Strobel|nome=Darrell F.|coautori=Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et.al.|titolo=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor|anno=2002|volume=581|pagine=L51–L54|doi=10.1086/345803|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S | rivista = The Astrophysical Journal}}</ref> Il telescopio spaziale è invece riuscito ad individuare ossigeno condensato ed intrappolato sulla superficie della luna.<ref name=Spencer2002>{{Cita pubblicazione|cognome= Spencer|nome=John R.|coautori=Calvin, Wendy M.|titolo=Condensed O2 on Europa and Callisto|anno=2002|volume=124|pagine=3400–3403| doi=10.1086/344307|url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf|formato=pdf | rivista = The Astronomical Journal}}</ref>
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== Origine ed evoluzione ==
[[File:Jagged Hills PIA03455.jpg|thumb|left|Nell'immagine in alto è visibile un terreno ancora in fase di erosione, che nel corso del tempo, con l'erosione dei ghiacci, il materiale scuro scivolerà più in basso e il terreno assomiglierà a quello dell'immagine sotto, dove i crateri da impatto testimoniano che l'erosione è cessata.]]
Callisto si è formato probabilmente per lenta [[Accrescimento (astrofisica)|accrezione]] nella [[Nebulosa solare|sub-nebulosa]] di Giove, un disco di gas e polveri che circondava il pianeta dopo la sua formazione.<ref name=Canup2002 /> Tuttavia, a differenza di Ganimede è solo parzialmente differenziato, e questo è dovuto al fatto che probabilmente non si è mai riscaldato a sufficienza perché potesse sciogliersi la sua componente ghiacciata.<ref name="Spohn 2003"/> La sua formazione è avvenuta in tempotempi stimabili da 100.000 a 10 milioni di anni.<ref name=Canup2002/>
 
L'evoluzione geologica di Calisto dopo l'accrezione è determinata dall'equilibrio tra il riscaldamento [[radioattivo]] e il raffreddamento dovuto alla [[conduzione termica]] nei pressi della superficie e la [[convezione]] dello stato solido nell'interno del satellite.<ref name=Freeman2006/> È noto che questa convezione si verifica quando la temperatura è abbastanza vicina al [[punto di fusione]] del ghiaccio ed è un processo lento, con movimenti del ghiaccio dell'ordine di 1&nbsp;cm all'anno, tuttavia molto efficace per lunghi períodiperiodi temporali.<ref name=McKinnon2006>{{Cita pubblicazione|cognome=McKinnon|nome=William B.|titolo=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|anno=2006|volume=183|numero=2|pp=435–450|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004| bibcode=2006Icar..183..435M |rivista= Icarus}}</ref>
 
La precoce convezione subsolida nell'interno di Callisto avrebbe impedito la fusione del ghiaccio su larga scala e la completa differenziazione, che avrebbe formato un nucleo roccioso circondato da un mantello di ghiaccio. A causa del processo di convezione, la lenta e parziale separazione e differenziazione di rocce e ghiacci all'interno Callisto è proceduta per miliardi di anni ed è possibile che stia continuando anche nell'epoca attuale.<ref name=Nagel2004 />
 
L'attuale comprensione dell'evoluzione di Callisto non pregiudica l'esistenza di un oceano di acqua liquida sotto la superficie, per via del comportamento "anomalo" del [[punto di fusione]] del ghiaccio, che diminuisce all'aumentare della [[pressione]], e che arriva a 251 [[Kelvin|K]] (-22&nbsp;°C) quando la pressione raggiunge i 2 070 [[Bar (unità di misura)|bar]].<ref name="Spohn 2003"/> In tutti i modelli realizzati su Callisto la temperatura nello strato compreso tra 100 e 200&nbsp;km di profondità è molto vicina, o supera leggermente, questa temperatura di fusione anomala.<ref name=Freeman2006/><ref name=Nagel2004/><ref name=McKinnon2006/> La presenza anche di piccole quantità di [[ammoniaca]] (1-2% della massa), garantirebbe l'esistenza del liquido poiché l'ammoniaca abbassarebbeabbasserebbe ulteriormente la temperatura di fusione.<ref name="Spohn 2003"/>
 
A differenza del vicino [[Ganimede (astronomia)|Ganimede]], che mostra un terreno variegato, Callisto non presenta evidenza di attività simili alla [[tettonica a placche]]. Pur trattandosi di due oggetti relativamente simili sembra che Callisto abbia avuto una storia geologica più semplice.<ref name="Greeley 2000"/> Questa differenza è un problema di notevole interesse per la [[planetologia]].<ref name=Showman1999/>
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Nel 2003 la [[NASA]] condusse uno studio chiamato ''Human Outer Planets Exploration'' (HOPE) per una futura esplorazione umana del sistema solare esterno. L'obiettivo primario scelto fu Callisto.
 
Nello studio venne presa in considerazione una possibile base sulla superficie di Callisto atta a produrre carburante per un'ulteriore esplorazione del sistema solare.<ref name="CallistoBase">{{Cita web|titolo=Vision for Space Exploration|url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|editore=NASA|anno=2004|formato=PDF}}</ref> I vantaggi di una base su Callisto sono sostanzialmente due: la bassa dose di radiazioni che riceve la superficie e la stabilità geologica della luna. Tale base potrebbe facilitare l'esplorazione a distanza di Europa e sarebbe in una posizione ideale per una stazione di rifornimenti e di manutenzione per le navi spaziali in rotta per le regioni più esterne del sistema solare, con l'ulteriore vantaggio di poter sfruttare l'[[fionda gravitazionale|assitenzaassistenza gravitazionale]] di Giove con uno stretto fly-by dopo la partenza da Callisto.<ref name=HOPE/>
 
Un rapporto della NASA nel dicembre 2003 espresse la convinzione che una missione umana verso Callisto sarebbe potuta essere possibile nel 2040.<ref>{{Cita web|titolo=High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto|url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|editore=NASA|anno=2003|formato=PDF}}</ref>