CompositionEdit
A densidade média de Calisto, 1,83 g/cm3, sugere uma composição de partes aproximadamente iguais de material rochoso e gelo de água, com alguns gelos voláteis adicionais como o amoníaco. A fracção de massa de gelo é de 49-55%. A composição exacta do componente rochoso de Callisto não é conhecida, mas é provavelmente próxima da composição dos condritos ordinários tipo L/LL, que são caracterizados por menos ferro total, menos ferro metálico e mais óxido de ferro do que os condritos H. A relação de peso do ferro para o silício é de 0,9-1,3 em Calisto, enquanto a relação solar é de cerca de 1:8.
A superfície de Calisto tem um albedo de cerca de 20%. Pensa-se que a sua composição superficial é largamente semelhante à sua composição como um todo. A espectroscopia de infravermelhos próximos revelou a presença de bandas de absorção de gelo de água em comprimentos de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 micrómetros. O gelo de água parece estar ubíquo na superfície de Calisto, com uma fracção de massa de 25-50%. A análise dos espectros de alta resolução, quase infravermelhos e UV obtidos pela nave espacial Galileu e do solo revelou vários materiais não-gelo: silicatos hidratados com magnésio e ferro, dióxido de carbono, dióxido de enxofre, e possivelmente amoníaco e vários compostos orgânicos. Dados espectrais indicam que a superfície da Callisto é extremamente heterogénea em pequena escala. Pequenas manchas brilhantes de gelo puro de água são misturadas com manchas de uma mistura rocha-gelo e áreas escuras alargadas feitas de um material não-gelo.
A superfície Calistoana é assimétrica: o hemisfério principal é mais escuro do que o hemisfério de arrastamento. Isto é diferente de outros satélites galileus, onde o inverso é verdadeiro. O hemisfério móvel de Calisto parece ser enriquecido em dióxido de carbono, enquanto que o hemisfério principal tem mais dióxido de enxofre. Muitas crateras de impacto recentes como Lofn também mostram enriquecimento em dióxido de carbono. Em geral, a composição química da superfície, especialmente nas áreas escuras, pode estar próxima da observada nos asteróides do tipo D, cujas superfícies são feitas de material carbonáceo.
Estrutura internaEdit
A superfície maltratada de Callisto encontra-se no topo de uma litosfera fria, rígida e gelada que tem entre 80 e 150 km de espessura. Um oceano salgado com 150-200 km de profundidade pode encontrar-se sob a crosta, indicado por estudos dos campos magnéticos em redor de Júpiter e das suas luas. Verificou-se que Callisto responde ao campo magnético de fundo variável de Júpiter como uma esfera perfeitamente condutora; ou seja, o campo não pode penetrar no interior de Callisto, sugerindo uma camada de fluido altamente condutivo no seu interior com uma espessura de pelo menos 10 km. A existência de um oceano é mais provável se a água contiver uma pequena quantidade de amoníaco ou outro anticongelante, até 5% em peso. Neste caso, a camada de água+gelo pode ter uma espessura de 250-300 km. Na falta de um oceano, a litosfera gelada pode ser um pouco mais espessa, até cerca de 300 km.
Baixo da litosfera e do suposto oceano, o interior da Callisto não parece ser totalmente uniforme nem particularmente variável. Os dados de órbita do Galileo (especialmente o momento sem dimensão da inércia-0,3549 ± 0,0042-determinado durante flybys próximos) sugerem que, se Callisto estiver em equilíbrio hidrostático, o seu interior é composto por rochas e gelos comprimidos, com a quantidade de rocha a aumentar com a profundidade devido ao assentamento parcial dos seus constituintes. Por outras palavras, a Callisto pode ser apenas parcialmente diferenciada. A densidade e o momento de inércia de um Callisto de equilíbrio são compatíveis com a existência de um pequeno núcleo de silicato no centro do Callisto. O raio desse núcleo não pode exceder 600 km, e a densidade pode situar-se entre 3,1 e 3,6 g/cm3. Neste caso, o interior de Callisto estaria em forte contraste com o de Ganímedes, que parece ser totalmente diferenciado.
No entanto, uma reanálise dos dados de 2011 do Galileo sugere que Callisto não está em equilíbrio hidrostático; o seu coeficiente S22 dos dados de gravidade é um anómalo 10% do seu valor C22, o que não é consistente com um corpo em equilíbrio hidrostático e, portanto, aumenta significativamente as barras de erro no momento de inércia de Callisto. Além disso, um Callisto indiferenciado é inconsistente com a presença de um oceano interno substancial como inferido por dados magnéticos, e seria difícil para um objecto tão grande como Callisto falhar a diferenciação em qualquer ponto. Nesse caso, os dados de gravidade podem ser mais consistentes com uma Calisto mais completamente diferenciada com um núcleo de silicato hidratado.
Características da superfícieEditar
A superfície antiga da Callisto é uma das crateras mais densas do Sistema Solar. De facto, a densidade da cratera está próxima da saturação: qualquer nova cratera tenderá a apagar uma cratera mais antiga. A geologia em grande escala é relativamente simples; não há grandes montanhas em Calisto, vulcões ou outras características tectónicas endógenas. As crateras de impacto e estruturas multianelar – juntamente com fracturas, escarpas e depósitos associados – são as únicas grandes características a serem encontradas na superfície.
A superfície de Callisto pode ser dividida em várias partes geologicamente diferentes: planícies crateradas, planícies claras, planícies lisas brilhantes e escuras, e várias unidades associadas a estruturas multianelar particulares e crateras de impacto. As planícies crateradas constituem a maior parte da superfície e representam a antiga litosfera, uma mistura de gelo e material rochoso. As planícies claras incluem crateras de impacto brilhante como Burr e Lofn, bem como os restos apagados de antigas grandes crateras chamadas palimpsestos, as partes centrais de estruturas multianelulares, e manchas isoladas nas planícies das crateras. Pensa-se que estas planícies claras são depósitos de impacto gelado. As planícies brilhantes e lisas constituem uma pequena fracção da superfície de Calisto e encontram-se na crista e nas zonas de calhaus das formações Valhalla e Asgard e como manchas isoladas nas planícies das crateras. Pensava-se que estavam ligados à actividade endógena, mas as imagens de alta resolução do Galileo mostraram que as planícies brilhantes e lisas se correlacionam com terrenos fortemente fracturados e manobrados e não mostram quaisquer sinais de reaparecerem. As imagens GALILEO também revelaram áreas pequenas, escuras e lisas com cobertura global inferior a 10.000 km2, que parecem embelezar o terreno circundante. São possíveis depósitos criovolcânicos. Tanto a luz como as várias planícies lisas são um pouco mais jovens e menos crateradas do que as planícies crateradas de fundo.
Diâmetros de cratera de impacto vistos variam de 0,1 km – um limite definido pela resolução de imagem – a mais de 100 km, sem contar com as estruturas de vários anéis. Pequenas crateras, com diâmetros inferiores a 5 km, têm formas simples de tigela ou de piso plano. As de 5-40 km de largura têm normalmente um pico central. As maiores características de impacto, com diâmetros entre 25-100 km, têm poços centrais em vez de picos, como a cratera Tindrica. As maiores crateras com diâmetros superiores a 60 km podem ter cúpulas centrais, que se pensa resultarem da elevação tectónica central após um impacto; exemplos incluem as crateras Doh e Hár. Um pequeno número de crateras muito grandes – mais de 100 km de diâmetro – e de crateras de impacto brilhante mostram uma geometria anómala da cúpula. Estas são invulgarmente rasas e podem ser um relevo transitório para as estruturas de vários anéis, como no caso da característica de impacto Lofn. As crateras de Callisto são geralmente mais rasas do que as da Lua.
As maiores características de impacto na superfície da Callisto são as bacias com vários anéis. Duas são enormes. Valhalla é a maior, com uma região central brilhante de 600 quilómetros de diâmetro, e anéis que se estendem até 1.800 quilómetros do centro (ver figura). A segunda maior é Asgard, medindo cerca de 1.600 quilómetros de diâmetro. As estruturas de anéis múltiplos tiveram provavelmente origem em resultado de uma fractura concêntrica pós-impacto da litosfera, que se encontra sobre uma camada de material mole ou líquido, possivelmente um oceano. A catena – por exemplo Gomul Catena – são longas cadeias de crateras de impacto alinhadas em linhas rectas ao longo da superfície. Provavelmente foram criadas por objectos que foram perturbados pela maré quando passaram perto de Júpiter antes do impacto em Calisto, ou por impactos muito oblíquos. Um exemplo histórico de perturbação foi o Comet Shoemaker-Levy 9.
Como mencionado acima, pequenas manchas de gelo de água pura com um albedo tão alto quanto 80% são encontradas na superfície de Calisto, rodeadas por material muito mais escuro. Imagens Galileo de alta resolução mostraram as manchas brilhantes a serem predominantemente localizadas em características de superfície elevada: aros de crateras, escarpas, cristas e botões. É provável que sejam depósitos finos de água gelada. O material escuro encontra-se geralmente nas terras baixas circundantes e nas características brilhantes do manto e parece ser liso. Forma frequentemente manchas até 5 km no interior do chão da cratera e nas depressões entre crateras.
Numa escala de subquilómetros a superfície de Calisto está mais degradada do que as superfícies de outras luas geladas da Galileia. Tipicamente há um défice de pequenas crateras de impacto com diâmetros inferiores a 1 km em comparação, por exemplo, com as planícies escuras de Ganímedes. Em vez de pequenas crateras, as características quase ubíquas da superfície são pequenos puxadores e fossos. Pensa-se que os botões representam restos de jantes de crateras degradadas por um processo ainda incerto. O processo candidato mais provável é a lenta sublimação do gelo, que é permitida por uma temperatura de até 165 K, atingida num ponto subsolar. Essa sublimação da água ou outros voláteis do gelo sujo que é a rocha-mãe causa a sua decomposição. Os restos não-gelo formam avalanches de detritos que descem das encostas das paredes da cratera. Tais avalanches são frequentemente observadas perto e dentro das crateras de impacto e denominadas “aventais de detritos”. Por vezes, as paredes das crateras são cortadas por sinuosas incisões semelhantes a vales, chamadas “valas”, que se assemelham a certas características da superfície marciana. Na hipótese de sublimação do gelo, o material escuro de baixa altitude é interpretado como um manto de detritos essencialmente não-gelo, que teve origem nas jantes degradadas das crateras e cobriu um leito predominantemente gelado.
As idades relativas das diferentes unidades de superfície da Calisto podem ser determinadas a partir da densidade das crateras de impacto sobre elas. Quanto mais antiga for a superfície, mais densa será a população de crateras. A datação absoluta não foi realizada, mas com base em considerações teóricas, pensa-se que as planícies das crateras têm ~4,5 mil milhões de anos, remontando quase à formação do Sistema Solar. A idade das estruturas com vários anéis e das crateras de impacto depende das taxas de crateras de fundo escolhidas e são estimadas por diferentes autores para variar entre 1 e 4 mil milhões de anos.
Atmosfera e ionosferaEdit
Callisto tem uma atmosfera muito ténue composta de dióxido de carbono. Foi detectado pelo Espectrómetro de Mapeamento de Infravermelhos Próximos (NIMS) do seu elemento de absorção próximo do comprimento de onda de 4,2 micrómetros. A pressão superficial é estimada em 7,5 picobar (0,75 μPa) e a densidade das partículas em 4 × 108 cm-3. Como uma atmosfera tão fina se perderia em apenas cerca de 4 dias (ver fuga atmosférica), deve ser constantemente reabastecida, possivelmente por sublimação lenta do gelo de dióxido de carbono da crosta gelada de Callisto, o que seria compatível com a hipótese de sublimação-degradação para a formação dos botões de superfície.
A ionosfera de Callisto foi detectada pela primeira vez durante os flybys Galileo; a sua alta densidade de electrões de 7-17 × 104 cm-3 não pode ser explicada apenas pela fotoionização do dióxido de carbono atmosférico. Assim, suspeita-se que a atmosfera de Callisto é na realidade dominada por oxigénio molecular (em quantidades 10-100 vezes superiores ao CO
2). No entanto, o oxigénio ainda não foi directamente detectado na atmosfera de Callisto. As observações com o Telescópio Espacial Hubble (HST) colocaram um limite superior à sua possível concentração na atmosfera, com base na falta de detecção, que ainda é compatível com as medições ionosféricas. Ao mesmo tempo, o HST foi capaz de detectar oxigénio condensado preso na superfície de Callisto.
O hidrogénio atómico também foi detectado na atmosfera de Callisto através da análise recente dos dados do Telescópio Espacial Hubble de 2001. As imagens espectrais obtidas em 15 e 24 de Dezembro de 2001 foram reexaminadas, revelando um fraco sinal de luz dispersa que indica uma coroa de hidrogénio. O brilho observado da luz solar dispersa na coroa de hidrogénio da Callisto é aproximadamente duas vezes maior quando o hemisfério principal é observado. Esta assimetria pode ter origem numa abundância diferente de hidrogénio, tanto no hemisfério dianteiro como no hemisfério traseiro. No entanto, esta diferença hemisférica no brilho da coroa de hidrogénio da Callisto pode ter origem na extinção do sinal na geocorona da Terra, que é maior quando se observa o hemisfério de fuga.
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