CompositionEdit
La densità media di Callisto, 1,83 g/cm3, suggerisce una composizione di circa parti uguali di materiale roccioso e ghiaccio d’acqua, con alcuni ghiacci volatili aggiuntivi come l’ammoniaca. La frazione di massa dei ghiacci è del 49-55%. La composizione esatta della componente rocciosa di Callisto non è nota, ma è probabilmente vicina alla composizione delle condriti ordinarie di tipo L/LL, che sono caratterizzate da meno ferro totale, meno ferro metallico e più ossido di ferro delle condriti H. Il rapporto in peso tra ferro e silicio è di 0,9-1,3 in Callisto, mentre il rapporto solare è di circa 1:8.
La superficie di Callisto ha un’albedo di circa il 20%. Si pensa che la sua composizione superficiale sia ampiamente simile a quella dell’intero pianeta. La spettroscopia nel vicino infrarosso ha rivelato la presenza di bande di assorbimento del ghiaccio d’acqua a lunghezze d’onda di 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 micrometri. Il ghiaccio d’acqua sembra essere onnipresente sulla superficie di Callisto, con una frazione di massa del 25-50%. L’analisi degli spettri ad alta risoluzione, nel vicino infrarosso e UV, ottenuti dalla sonda Galileo e da terra, ha rivelato vari materiali non ghiacciati: silicati idrati contenenti magnesio e ferro, anidride carbonica, anidride solforosa, e probabilmente ammoniaca e vari composti organici. I dati spettrali indicano che la superficie di Callisto è estremamente eterogenea su piccola scala. Piccole, luminose chiazze di puro ghiaccio d’acqua sono mescolate con chiazze di una miscela roccia-ghiaccio ed estese aree scure fatte di un materiale non ghiacciato.
La superficie di Callisto è asimmetrica: l’emisfero di testa è più scuro di quello di coda. Questo è diverso dagli altri satelliti galileiani, dove è vero il contrario. L’emisfero posteriore di Callisto sembra essere arricchito in anidride carbonica, mentre l’emisfero anteriore ha più anidride solforosa. Anche molti crateri da impatto freschi come Lofn mostrano un arricchimento in anidride carbonica. Nel complesso, la composizione chimica della superficie, soprattutto nelle zone scure, potrebbe essere vicina a quella vista sugli asteroidi di tipo D, le cui superfici sono fatte di materiale carbonaceo.
Struttura internaModifica
La superficie malconcia di Callisto si trova sopra una litosfera fredda, rigida e ghiacciata che ha uno spessore compreso tra 80 e 150 km. Un oceano salato profondo 150-200 km potrebbe trovarsi sotto la crosta, come indicato dagli studi dei campi magnetici intorno a Giove e alle sue lune. Si è scoperto che Callisto risponde al campo magnetico di fondo variabile di Giove come una sfera perfettamente conduttiva; cioè, il campo non può penetrare all’interno di Callisto, suggerendo uno strato di fluido altamente conduttivo al suo interno con uno spessore di almeno 10 km. L’esistenza di un oceano è più probabile se l’acqua contiene una piccola quantità di ammoniaca o altro antigelo, fino al 5% in peso. In questo caso lo strato di acqua e ghiaccio può essere spesso fino a 250-300 km. In mancanza di un oceano, la litosfera ghiacciata può essere un po’ più spessa, fino a circa 300 km.
Sotto la litosfera e l’oceano presunto, l’interno di Callisto non sembra essere né completamente uniforme né particolarmente variabile. I dati dell’orbiter Galileo (specialmente il momento d’inerzia adimensionale – 0,3549 ± 0,0042 – determinato durante i sorvoli ravvicinati) suggeriscono che, se Callisto è in equilibrio idrostatico, il suo interno è composto da rocce e ghiacci compressi, con la quantità di roccia che aumenta con la profondità a causa della parziale sedimentazione dei suoi costituenti. In altre parole, Callisto potrebbe essere solo parzialmente differenziato. La densità e il momento d’inerzia per un Callisto in equilibrio sono compatibili con l’esistenza di un piccolo nucleo di silicato al centro di Callisto. Il raggio di tale nucleo non può superare i 600 km, e la densità può essere compresa tra 3,1 e 3,6 g/cm3. In questo caso, l’interno di Callisto sarebbe in netto contrasto con quello di Ganimede, che sembra essere completamente differenziato.
Tuttavia, una rianalisi del 2011 dei dati di Galileo suggerisce che Callisto non è in equilibrio idrostatico; il suo coefficiente S22 dai dati sulla gravità è un anomalo 10% del suo valore C22, che non è coerente con un corpo in equilibrio idrostatico e quindi aumenta significativamente le barre di errore sul momento d’inerzia di Callisto. Inoltre, un Callisto indifferenziato non è coerente con la presenza di un sostanziale oceano interno, come dedotto dai dati magnetici, e sarebbe difficile che un oggetto grande come Callisto non si differenzi in nessun punto. In questo caso, i dati gravitazionali potrebbero essere più coerenti con un Callisto più profondamente differenziato con un nucleo di silicato idratato.
Caratteristiche di superficieModifica
L’antica superficie di Callisto è una delle più pesantemente craterizzate del sistema solare. Infatti, la densità dei crateri è vicina alla saturazione: ogni nuovo cratere tenderà a cancellarne uno più vecchio. La geologia su larga scala è relativamente semplice; non ci sono grandi montagne su Callisto, vulcani o altre caratteristiche tettoniche endogene. I crateri d’impatto e le strutture multi-anello – insieme alle fratture associate, le cicatrici e i depositi – sono le uniche grandi caratteristiche che si trovano sulla superficie.
La superficie di Callisto può essere divisa in varie parti geologicamente diverse: pianure craterizzate, pianure chiare, pianure lisce chiare e scure, e varie unità associate a particolari strutture multi-anello e crateri d’impatto. Le pianure craterizzate costituiscono la maggior parte della superficie e rappresentano l’antica litosfera, una miscela di ghiaccio e materiale roccioso. Le pianure chiare includono crateri da impatto luminosi come Burr e Lofn, così come i resti cancellati di vecchi crateri di grandi dimensioni chiamati palinsesti, le parti centrali di strutture multi-anello e macchie isolate nelle pianure craterizzate. Si pensa che queste pianure chiare siano depositi di impatto ghiacciato. Le pianure luminose e lisce costituiscono una piccola frazione della superficie di Callisto e si trovano nelle zone di cresta e di depressione delle formazioni Valhalla e Asgard e come punti isolati nelle pianure craterizzate. Si pensava che fossero collegate all’attività endogena, ma le immagini ad alta risoluzione di Galileo hanno mostrato che le pianure luminose e lisce sono correlate a un terreno fortemente fratturato e nodoso e non mostrano alcun segno di riemersione. Le immagini di Galileo hanno anche rivelato piccole aree scure e lisce con una copertura complessiva inferiore a 10.000 km2, che sembrano inglobare il terreno circostante. Si tratta di possibili depositi criovulcanici. Sia le pianure chiare che le varie pianure lisce sono in qualche modo più giovani e meno craterizzate delle pianure craterizzate di fondo.
I diametri dei crateri d’impatto visti vanno da 0,1 km – un limite definito dalla risoluzione di imaging – a oltre 100 km, senza contare le strutture multi-anello. I piccoli crateri, con diametri inferiori a 5 km, hanno forme semplici a scodella o a fondo piatto. Quelli di 5-40 km di diametro hanno di solito un picco centrale. Le caratteristiche di impatto più grandi, con diametri nell’intervallo 25-100 km, hanno fosse centrali invece di picchi, come il cratere Tindr. I più grandi crateri con diametri superiori a 60 km possono avere cupole centrali, che si pensa siano il risultato di un sollevamento tettonico centrale dopo un impatto; gli esempi includono i crateri Doh e Hár. Un piccolo numero di crateri da impatto molto grandi – più di 100 km di diametro – e luminosi mostrano una geometria anomala delle cupole. Questi sono insolitamente poco profondi e possono essere una forma di terra di transizione verso le strutture multi-anello, come nel caso della caratteristica di impatto Lofn. I crateri di Callisto sono generalmente meno profondi di quelli della Luna.
Le più grandi caratteristiche d’impatto sulla superficie di Callisto sono bacini multi-anello. Due sono enormi. Valhalla è il più grande, con una regione centrale luminosa di 600 chilometri di diametro, e anelli che si estendono fino a 1.800 chilometri dal centro (vedi figura). Il secondo più grande è Asgard, che misura circa 1.600 chilometri di diametro. Le strutture a più anelli hanno probabilmente avuto origine come risultato di una frattura concentrica post-impatto della litosfera che giace su uno strato di materiale morbido o liquido, probabilmente un oceano. Le catene – per esempio Gomul Catena – sono lunghe catene di crateri da impatto allineati in linee rette attraverso la superficie. Sono stati probabilmente creati da oggetti che sono stati perturbati tidalmente mentre passavano vicino a Giove prima dell’impatto su Callisto, o da impatti molto obliqui. Un esempio storico di una perturbazione è stata la cometa Shoemaker-Levy 9.
Come detto sopra, piccole macchie di puro ghiaccio d’acqua con un’albedo dell’80% si trovano sulla superficie di Callisto, circondate da materiale molto più scuro. Le immagini ad alta risoluzione di Galileo hanno mostrato che le chiazze luminose si trovano prevalentemente su caratteristiche di superficie elevate: bordi di crateri, cicatrici, creste e nodi. È probabile che si tratti di sottili depositi di acqua gelata. Il materiale scuro di solito si trova nelle pianure che circondano e coprono le caratteristiche luminose e sembra essere liscio. Spesso forma chiazze fino a 5 km di diametro all’interno del pavimento del cratere e nelle depressioni intercrateriche.
Su una scala sub-chilometrica la superficie di Callisto è più degradata rispetto alle superfici di altre lune galileiane ghiacciate. In genere c’è un deficit di piccoli crateri da impatto con diametro inferiore a 1 km rispetto, per esempio, alle pianure scure su Ganimede. Invece di piccoli crateri, le caratteristiche di superficie quasi onnipresenti sono piccoli pomi e fosse. Si pensa che i pomelli rappresentino i resti dei bordi dei crateri degradati da un processo ancora incerto. Il processo candidato più probabile è la lenta sublimazione del ghiaccio, che è resa possibile da una temperatura fino a 165 K, raggiunta in un punto subsolare. Tale sublimazione di acqua o di altri volatili dal ghiaccio sporco che costituisce il bedrock ne provoca la decomposizione. I resti non di ghiaccio formano valanghe di detriti che scendono dalle pendici delle pareti del cratere. Tali valanghe sono spesso osservate vicino e all’interno dei crateri da impatto e sono chiamate “debris aprons”. A volte le pareti dei crateri sono tagliate da incisioni sinuose simili a valli chiamate “gullies”, che assomigliano a certe caratteristiche della superficie marziana. Nell’ipotesi della sublimazione del ghiaccio, il materiale scuro a bassa quota è interpretato come una coltre di detriti principalmente non di ghiaccio, che ha avuto origine dai bordi degradati dei crateri e ha coperto un bedrock prevalentemente ghiacciato.
Le età relative delle diverse unità di superficie su Callisto possono essere determinate dalla densità dei crateri da impatto su di esse. Più antica è la superficie, più densa è la popolazione di crateri. La datazione assoluta non è stata effettuata, ma sulla base di considerazioni teoriche, si pensa che le pianure craterizzate abbiano circa 4,5 miliardi di anni, risalendo quasi alla formazione del sistema solare. Le età delle strutture multi-anello e dei crateri da impatto dipendono dai tassi di craterizzazione di fondo scelti e sono stimati da diversi autori tra 1 e 4 miliardi di anni.
Atmosfera e ionosferaModifica
Callisto ha un’atmosfera molto tenue composta da anidride carbonica. È stata rilevata dal Galileo Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) dalla sua caratteristica di assorbimento vicino alla lunghezza d’onda 4,2 micrometri. La pressione superficiale è stimata a 7,5 picobar (0,75 μPa) e la densità delle particelle a 4 × 108 cm-3. Poiché un’atmosfera così sottile verrebbe persa in soli 4 giorni circa (vedi fuga atmosferica), deve essere costantemente rifornita, forse per lenta sublimazione del ghiaccio di anidride carbonica dalla crosta ghiacciata di Callisto, il che sarebbe compatibile con l’ipotesi della sublimazione-degradazione per la formazione delle manopole superficiali.
La ionosfera di Callisto è stata rilevata per la prima volta durante i flyby di Galileo; la sua alta densità di elettroni di 7-17 × 104 cm-3 non può essere spiegata dalla sola fotoionizzazione dell’anidride carbonica atmosferica. Quindi, si sospetta che l’atmosfera di Callisto sia in realtà dominata dall’ossigeno molecolare (in quantità 10-100 volte superiore al CO
2). Tuttavia, l’ossigeno non è ancora stato rilevato direttamente nell’atmosfera di Callisto. Le osservazioni con il telescopio spaziale Hubble (HST) hanno posto un limite superiore alla sua possibile concentrazione nell’atmosfera, basato sulla mancanza di rilevamento, che è ancora compatibile con le misure ionosferiche. Allo stesso tempo, HST è stato in grado di rilevare l’ossigeno condensato intrappolato sulla superficie di Callisto.
L’idrogeno atomico è stato anche rilevato nell’atmosfera di Callisto attraverso una recente analisi dei dati del 2001 del telescopio spaziale Hubble. Le immagini spettrali scattate il 15 e il 24 dicembre 2001 sono state riesaminate, rivelando un debole segnale di luce diffusa che indica una corona di idrogeno. La luminosità osservata dalla luce solare diffusa nella corona di idrogeno di Callisto è circa due volte maggiore quando si osserva l’emisfero di testa. Questa asimmetria può avere origine da una diversa abbondanza di idrogeno in entrambi gli emisferi di testa e di coda. Tuttavia, questa differenza emisferica nella luminosità della corona di idrogeno di Callisto è probabilmente originata dall’estinzione del segnale nella geocorona terrestre, che è maggiore quando si osserva l’emisfero di uscita.
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