კალისტო აღმოაჩინა გალილეო გალილეიმ 1610 წლის 7 იანვარს, იუპიტერის სამ სხვა დიდ თანამგზავრთან ერთად (იო, ევროპა და განიმედე)[2] და დაარქვეს, ისევე როგორც სხვა გალილეის მთვარეებს, ბერძნული მითოლოგიის მიხედვით ზევსის ერთ-ერთი საყვარლის პატივსაცემად. კალისტო იყო ნიმფა (სხვა წყაროების მიხედვით, ლიკაონის ქალიშვილი), დაახლოებული ნადირობის ქალღმერთ არტემიდასთან.[3] თანამგზავრის სახელი შესთავაზა ზიმონ მარიუსმა მისი აღმოჩენიდან მალევე.[4] მარიუსმა სახელის იდეა იოჰანეს კეპლერს მიაწერა.[3] თუმცა, გალილეის თანამგზავრების თანამედროვე სახელები ფართო გამოყენებას მეოცე საუკუნის შუა ხანებამდე არ ჰქონია. ადრეულ ასტრონომიულ ლიტერატურაში კალისტო მოიხსენიება როგორც იუპიტერ IV (გალილეოს მიერ შემოთავაზებული სისტემის მიხედვით) ან როგორც „იუპიტერის მეოთხე თანამგზავრი“.[5]
ორბიტა
კალისტო გალილეისეული ოთხი მთვარედან ყველაზე გარეა. მისი ორბიტა მდებარეობს იუპიტერიდან 1.882 მლნ კილომეტრ მანძილზე, რაც უტოლდება მის 26.3 რადიუსს.[1] ეს მნიშვნელოვნად აღემატება გალილეის წინა თანამგზავრის, განიმედის ორბიტალურ რადიუსს, რომელიც 1.070 მლნ კმ-ია. მისი შედარებით შორეული ორბიტის გამო, კალისტო არ არის და, ალბათ, არც არასდროს ყოფილა, ორბიტალურ რეზონანსში სხვა სამ გალილეის თანამგზავრთან.[6]
პლანეტების ჩვეულებრივი თანამგზავრების უმეტესობის მსგავსად, კალისტოს ორბიტაც სინქრონულად ბრუნავს იუპიტერის გარშემო: დღის ხანგრძლივობა კალისტოზე უდრის მის ორბიტალურ პერიოდს და არის 16,7 დედამიწის დღე.[7] თანამგზავრის ორბიტას აქვს მცირე ექსცენტრიულობა და დახრილობა იუპიტერის ეკვატორისკენ, რომელიც ექვემდებარება კვაზი-პერიოდულ ცვლილებებს მზისა და პლანეტების გრავიტაციული შეშფოთების გამო საუკუნეების განმავლობაში. ცვლილებების დიაპაზონი მერყეობს 0.0072-0.0076 და 0.20-0.60° შესაბამისად.[6] ეს ორბიტალური შეშფოთებები ასევე იწვევს ბრუნვის ღერძის დახრის ცვალებადობას 0.4°-დან 1.6°-მდე.[8] კალისტოს დაშორება იუპიტერიდან იმას ნიშნავდა, რომ იგი არასოდეს ექვემდებარებოდა მნიშვნელოვან მოქცევის გათბობას და ამას მნიშვნელოვანი შედეგები მოჰყვა თანამგზავრის შიდა სტრუქტურასა და მის გეოლოგიურ ევოლუციაზე.[9] ეს მანძილი იუპიტერამდე ასევე ნიშნავს, რომ დამუხტული ნაწილაკების ნაკადი, რომლებიც იუპიტერის მაგნიტოსფეროდან ცვივა კალისტოს ზედაპირზე, შედარებით დაბალია — დაახლოებით 300-ჯერ ნაკლები, ვიდრე ევროპაზე. შესაბამისად, რადიაციამ არ ითამაშა მნიშვნელოვანი როლი ამ თანამგზავრის ზედაპირის იერსახის ფორმირებაში, გალილეის სხვა თანამგზავრებისგან განსხვავებით.[10] კალისტოს ზედაპირზე გამოსხივების დონე ქმნის ექვივალენტური დოზის სიჩქარეს დაახლოებით 0.01 რემ (0.1 მზ) დღეში, რაც პრაქტიკულად უსაფრთხოა ადამიანისთვის.[11]
ფიზიკური მახასიათებლები
კალისტოს საშუალო სიმკვრივეა 1.83 გ/სმ³.[7] ეს მიუთითებს იმაზე, რომ იგი შედგება დაახლოებით თანაბარი რაოდენობის წყლის ყინულისა და კლდისგან და გაყინული აირების დამატებითი ჩანართებისგან.[12]. ყინულის მასური წილი არის დაახლოებით 49–55%.[13][12] მთვარის კლდოვანი კომპონენტის ზუსტი შემადგენლობა უცნობია, მაგრამ ის, სავარაუდოდ, ახლოსაა ჩვეულებრივი L/LL კლასის ქონდრიტებთან, რომლებსაც აქვთ მთლიანი რკინის შემცველობა, მეტალის რკინის დაბალი პროცენტი და რკინის ოქსიდების უფრო მაღალი პროცენტი. ვიდრე H კლასის ქონდრიტები. კალისტოში რკინასა და სილიკონს შორის მასის თანაფარდობა 0.9-1.3 დიაპაზონშია (მაგალითად, მზეზე ეს თანაფარდობა არის დაახლოებით 1:8).[12]
კალისტოს ზედაპირის ალბედო არის დაახლოებით 20%.[14] ითვლება, რომ მისი ზედაპირის შემადგენლობა დაახლოებით იგივეა, რაც მთლიანობაში. მის ახლო ინფრაწითელ სპექტრებს აჩვენებს წყლის ყინულის შთანთქმის ზოლები 1.04, 1.25, 1.5, 2.0 და 3.0 მიკრომეტრის ტალღის სიგრძეზე.[14] წყლის ყინული, როგორც ჩანს, ყველგან არის კალისტოს ზედაპირზე; მისი მასური წილი 25-დან 50%-მდეა.[15] გალილეოს კოსმოსური ხომალდისა და სახმელეთო ინსტრუმენტების მიერ მიღებული მაღალი გარჩევადობის ინფრაწითელი და ულტრაიისფერი სპექტრების ანალიზმა გამოავლინა სხვა ნივთიერებების მნიშვნელოვანი რაოდენობა: მაგნიუმის და რკინის შემცველი ჰიდრატირებული სილიკატები,[14] ნახშირორჟანგი,[16] გოგირდის დიოქსიდი[17] და ასევე სავარაუდოდ ამიაკი და სხვადასხვა ორგანული ნაერთები.[14][15] მისიის შედეგები მიუთითებს ზედაპირზე ზოგიერთი თოლინის არსებობაზე.[18] გარდა ამისა, სპექტრული მონაცემები მიუთითებს თანამგზავრის ზედაპირის ძლიერ მცირე მასშტაბის ჰეტეროგენულობაზე. სუფთა წყლის ყინულის მცირე კაშკაშა ლაქები ქაოტურად არის შერეული ქანებისა და ყინულის ნარევით დაფარული უბნებით და არაყინულის ქანებით დაფარული უზარმაზარი ბნელი ადგილებით.[14][19]
კალისტოს ზედაპირი ასიმეტრიით ხასიათდება: თანამგავრის წინა ნახევარსფერო, რომლითაც გადაადგილდება უფრო მუქია, ვიდრე ზურგისა. სხვა გალილეისეული თანამგზავრებზე სიტუაცია საპირისპიროა.[14] როგორც ჩანს, უკანა ნახევარსფერო მდიდარია ნახშირორჟანგით, ხოლო წამყვან ნახევარსფეროში უფრო მეტი გოგირდის დიოქსიდია.[20] ბევრია შედარებით ახალგაზრდა დარტყმის კრატერი (როგორიცაა ადლინდას კრატერი) ასევე გამდიდრებულია ნახშირორჟანგით.[20] ზოგადად, კალისტოს ზედაპირის ქიმიური შემადგენლობა, განსაკუთრებით მისი ბნელი რეგიონები, დიდი ალბათობით ახლოსაა D კლასის ასტეროიდების შემადგენლობასთან,[19] რომელთა ზედაპირი შედგება ნახშირბადის შემცველი მატერიისგან.
↑ 14.014.114.214.314.414.5Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B.; et al. (2004). „Callisto“(PDF). In Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. დაარქივებულია(PDF) ორიგინალიდან — 9 October 2022.
↑Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; Bibring, J-P.; Buratti, B. J.; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Clark, R. N.; Coradini, A.; Cruikshank, D. P.; Drossart, P.; Formisano, V.; Jaumann, R.; Langevin, Y.; Matson, D. L.; McCord, T. B.; Mennella, V.; Nelson, R. M.; Nicholson, P. D.; Sicardy, B.; Sotin, C.; Amici, S.; Chamberlain, M. A.; Filacchione, G.; Hansen, G.; Hibbitts, K.; Showalter, M. (2003). „Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter“. Icarus. 164 (2): 461–470. Bibcode:2003Icar..164..461B. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
.svg){kind=small}
