Viquipèdia

Cal·listo (satèl·lit): diferència entre les revisions

Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
m Corregit: és -> es
m correccions gramaticals amb http://www.languagetool.org/wikicheck/
Línia 32:
| discoverers = [[Galileu Galilei]]<br />[[Simon Marius]].<ref name=Galileu>[http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html Sidereus Nuncius]</ref>
}}
'''Cal·listo''' (del [[grec]] ''Καλλιστώ'') és un [[satèl·lits de Júpiter|satèl·lit de Júpiter]] descobert el [[1610]] per [[Galileo Galilei]].<ref name=Galileu/> És el tercer [[satèl·lit natural|satèl·lit]] més gran del [[Sistema Solar]] i el segon més gran del sistema jovià, després de [[Ganimedes (satèl·lit)|Ganimedes]]. Cal·listo té aproximadament el 99% del diàmetre del planeta [[Mercuri (planeta)|Mercuri]], però només un terç de la seva [[massa]]. És el quart satèl·lit galileà quant a distància a [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] amb un radi orbital de 1880000 quilòmetres aproximadament.<ref Name=orbita/> No és influït per la [[ressonància orbital]] que afecta els tres satèl·lits galileans interiors: [[Ió (satèl·lit)|Ió]], [[Europa (satèl·lit)|Europa]] i Ganimedes; per tant, manca de la majoria de [[forces de marea]] que sí que influeixen els tres altres satèl·lits galileans.<ref name=Musotto2002> [http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M Simulacions numèriques de les òrbites dels satèl·lits galileans] + [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-46THB2H-P&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=a8ff3c1edee9838da74c23cbf4becf61 10.1006/icar.2002.6939.]</ref> Cal·listo té una [[rotació síncrona]], és a dir, el seu període de rotació concorda amb el seu període orbital: igual que la [[Lluna]] amb la Terra, sempre "mostra" la mateixa cara cap a Júpiter. La superfície de Cal·listo no està tan influïda per la [[magnetosfera]] de Júpiter com els altres satèl·lits interiors, ja que la seva òrbita és més llunyana respecte als satèl·lits interiors.<ref Name=Cooper2001> [http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf Radiació iònica dels satèl·lits galileans]</ref>
 
Aquest satèl·lit està compost aproximadament de parts iguals de [[roca]] i gel, amb una [[densitat]] mitjana d'uns 1,83 g/cm<sup>3</sup>. Els components detectats mitjançant la [[signatura espectral]] de la superfície inclouen gel, [[diòxid de carboni]], [[silicat]]s, i [[material orgànic|materials orgànics]]. La investigació de la sonda espacial [[Galileo (sonda)|Galileo]] va revelar que Cal·listo té un [[nucli planetari|nucli]], compost principalment de silicats, i a més a més, la possibilitat d'un oceà intern d'aigua líquida a una profunditat superior a 100 quilòmetres.<ref name=Kuskov2005> [http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K Estructura interna de Cal·listo i Europa] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-458NDRN-58&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=d711506955343f0d801935312d4b82f1 10.1006/icar.2000.6498.]</ref><ref name=Showman1999> [http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf Els satèl·lits galileans] [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/286/5437/77 10.1126/science.286.5437.77] [http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/10506564 PMID 10506564.] </ref>
Línia 51:
Cal·listo és el satèl·lit galileà més llunyà de Júpiter. Orbita a una distància d'aproximadament 1.880.000 [[km]] (26,3 vegades el radi de Júpiter (71.398 km) <ref name=orbita/> El seu [[semieix major]] (la distància mitjana respecte a Júpiter) és significativament superior a la del següent satèl·lit galileà quant a distància de Júpiter, Ganimedes, amb un [[semieix major]] de només 1.070.000 km. El resultat d'aquesta distància relativament gran és que Cal·listo no està afectat per la [[ressonància orbital]] que afecta els tres altres satèl·lits galileans; a més a més, és probable que mai no l'hagi afectat.<ref name=Musotto2002/>
 
Igual que molts altres satèl·lits planetaris, la rotació de Cal·listo és [[rotació síncrona|síncrona]], és a dir, el seu període orbital és igual al seu període de rotació.<ref name=fisiques/> La durada del dia cal·listià, idèntic al seu [[període orbital]], és d'uns 16,7 dies terrestres. Té una òrbita molt poc [[excentricitat orbital|excèntrica]] (només 0,0074) i poc inclinada respecte a l'[[línia equatorial|equador]] jovià (d'uns 0,2[[Grau sexagesimal|º]]), que canvia quasi-periòdicament a causa de les pertorbacions solars i planetàries. Els canvis de l'excentricitat van de 0,0072 a 0,0076, mentre que la inclinació varia de 0,2 a 0,6.<ref name=Musotto2002/> Aquestes variacions orbitals fan que l'la [[inclinació axial]] (l'angle rotacional) variï de 0,4 a 1,6°.<ref name=Bills2005>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B Obliqüitat dels satèl·lit galileans de Júpiter] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4FK3P8D-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=8f1d3dba34c8ba073df990c5ce665c79 110.1016/.2004.10.028] </ref>
 
El desenvolupament "aïllat" de Cal·listo fa que no hagi tingut mai rastres apreciables de les influències de les [[forces de marea]], cosa que ha tingut importants conseqüències per l'evolució de la seva estructura interna.<ref name=Freeman2006> [http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf "Evolució interna de Ganimedes i Cal·listo] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V6T-4HSY503-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=2c0936bef62f2d882dff5f0f34626808 10.1016/.2005.10.003.] </ref> La seva distància respecte a Júpiter també fa que la quantitat del [[flux magnètic|flux]] de [[partícula carregada|partícules carregades]] de la [[magnetosfera]] sigui relativament petita, unes 300 vegades inferior a la d'[[Europa (satèl·lit)|Europa]]. Per tant, a diferència dels altres grans satèl·lits de Júpiter, plens de partícules [[radiació|radioactives]], aquestes partícules tenen una abundància relativament escassa i, per tant, una influència menor a la [[superfície]] d'aquest satèl·lit.<ref name=Cooper2001/>
Línia 62:
[[Fitxer:PIA00844 NIMS spectra.gif|thumb|left|220px|Els espectres infrarojos d'una àrea relativament plana i plena de cràters de Calisto (vermell), i de [[Asgard (cràter)|l'estructura d'impacte d'Asgard]] (blau), que mostra la presència de gel d'aigua (bandes d'absorció d'1 a 2 µm) i menys material rocós en Asgard.]]
 
La [[densitat]] mitjana de Cal·listo de d'1,83 g/cm<sup>3</sup><ref name=fisiques/> suggereix una composició d'aproximadament la mateixa quantitat de material rocós i aigua gelada amb alguns gels volàtils, com [[amoníac]].<ref name=Kuskov2005/> La fracció de masses de gel (de diferents materials) està entre el 49% i el 55%.<ref name=Kuskov2005/> <ref name=Spohn2003/> La composició exacta de [[roques]] és desconeguda, però probablement està formada per roques ordinàries de [[condrita]] (roques meteòriques) de tipus LL, que es caracteritzen pel seu baix contingut en ferro, i ferro metàl·lic i una relativa abundància d'[[òxid de ferro]].
 
La superfície del tercer satèl·lit més gran del sistema solar té ununa albedo d'un 22%, és a dir, [[reflexió|reflecteix]] el 22% de la [[llum]] que hi arriba.<ref name=Moore2004/> La composició de la superfície es considera, en termes generals, molt similar a la resta de la composició del satèl·lit. L'[[espectroscòpia]] ha revelat la presència d'aigua gelada amb longituds d'ona de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 i 3,0 [[micròmetres]].<ref name=Moore2004/> L'aigua gelada sembla bastant present a la superfície de Cal·listo, amb una fracció de la massa total d'aproximadament del 25% al 50%.<ref name=Showman1999/> L'anàlisi d'alta resolució de l'[[espectre]] de les ones [[infraroig|infraroges]] i [[ultraviolat|ultraviolades]] obtingudes per la [[sonda Galileo]], han revelat diversos materials independents del gel a la superfície: [[magnesi]], [[ferro]], [[silicats]],<ref name=Moore2004/> [[diòxid de carboni]],<ref name=Brown2003>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B "Observacions visuals i amb espectròmetre cartogràfic d'infraroig (VIMS) de la Cassini durant el sobrevol de Júpiter] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-48TMCCP-2&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=03ebd92a6c1a6a799708fe4ed271b9d9 10.1016/S0019-1035(03)00134-9] </ref> [[diòxid de sofre]],<ref name=Noll1996> [http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF Detecció d'SO<sub>2</sub> a Cal·listo amb el Telescopi Espacial Hubble]</ref> possiblement [[amoníac]] i diversos [[compostos orgànics]].<ref name=Moore2004/><ref name=Showman1999/> La informació també indica que la superfície del satèl·lit és extremadament heterogènia en petita escala. Petites i brillants zones d'aigua gelada estan barrejades amb roques també mesclades amb gel (de diversos materials), i vastes zones fosques de materials independents del gel.<ref name=Moore2004/><ref name=Greeley2000/>
 
La superfície de Cal·listo és asimètrica; l'hemisferi principal —l'hemisferi que "mostra" la cara cap al moviment orbital en aquest cas, de Cal·listo—{{Ref_label|G|g|none}} és mes fosc que l'hemisferi "endarrerit" (l'altre hemisferi). Això és diferent alsdels altres tres satèl·lits galileans, on el que passa és tot el contrari.<ref name=Moore2004/> Es creu que l'hemisferi "endarrerit" de Cal·listo és abundant en [[diòxid de carboni]], {{Ref_label|G|g|none}} mentre que l'hemisferi principal és més abundant en [[diòxid de sofre]].<ref name=Hibbitts1998> [http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf Distribucions de CO<sub>2</sub> i SO<sub>2</sub> a la superfície de Cal·listo]</ref> Molts dels [[cràter d'impacte|cràters d'impacte]] relativament joves, com el cràter [[Adlinda (cràter)|Adlinda]], són abundants en diòxid de carboni.<ref name=Hibbitts1998/> En conjunt, la composició química de la superfície, especialment a les àrees fosques, sembla semblant a la dels [[Asteroide|asteroides tipus "D"]],<ref name=Greeley2000/> les superfícies dels quals estan formades per materials carbònics.
 
=== Estructura interna ===
Línia 77:
[[Fitxer:Cratered plains PIA00745.jpg|250px|thumb|left|Superfície plana i crivellada de cràters del tercer satèl·lit més gran del [[sistema solar]], Cal·listo.]]
:''Vegeu també: [[Llista d'accidents geogràfics de Cal·listo]] ''
L'antiga superfície de Cal·listo és una de les més crateritzades del sistema solar.<ref name=Zahnle1998> [http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf "Cràters als satèl·lits galileans] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-45K0YWB-S&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=88758d6b679e54d4d9f8c0d94482f64f 10.1006/icar.1998.6015] </ref> De fet, la superfície de Cal·listo està tanttan saturada de cràters que no podrien formar-se'n de nous sense afectar els antics. La [[geologia]] de Cal·listo (a la superficie) és ben simple, no hi ha gairegaires muntanyes, volcans o altres [[accidents geogràfics]] produïts per la [[tectònica de plaques]].<ref name=Bender1997> [http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm Mapa geològic de Cal·listo]</ref> Els cràters d'impacte i estructures anellades, juntament amb les fractures a la superfície, escarpes i dipòsits, són les úniques grans estructures que es poden trobar a la superfície de Cal·listo.<ref name=Greeley2000/> <ref name=Bender1997/>
 
La superfície de Cal·listo es pot dividir en diverses parts: planes crateritzades, planes de color clar, planes brillants i "llises", i diversos accidents geogràfic més relacionats amb cràters d'impacte i estructures en forma d'anell.<ref name=Greeley2000/><ref name=Bender1997/> Les planes crateritzades constitueixen la majoria de la superfície de Cal·listo i de l'antiga [[litosfera]], una barreja de gel i de materials rocosos. Les planes de color clar inclouen brillants cràters d'impactes, com el cràter [[Àsgard (cràter)|Àsgard]] o l'[[Adlinda (cràter)|Adlinda]], que poden ser el que queda d'uns antics impactes a la superfície, que en impactar produeixen un tipus de cràter anomenat [[palimpsest (geologia)|palimpsests]],{{Ref_label|I|i|none}} la part central de les estructures en forma d'anell, i algunes zones aïllades.<ref name=Greeley2000/> Es creu que aquest tipus de planes són dipòsits gelats. Les planes brillants i llises constitueixen una petita porció de la superfície d'aquest satèl·lit. Es poden trobar, per exemple, en algunes zones del [[Valhalla (cràter)|Valhalla]], i del cràter Àsgard, i en algunes taques aïllades a les planes crateritzades. Es creia que aquest tipus de terreny estava relacionat amb algun tipus d'activitat endògena,{{Ref_label|J|j|none}} però les imatges d'alta resolució de la sonda Galileo, van revelar àrees llises petites, que es correlacionaven amb grans fractures i terrenys nuosos que no mostraven cap signe aparent de cap activitat endògena. Aquestes imatges, però, també van trobar uns petits terrenys que cobrien una àrea de menys de 10.000 km<sup>2</sup>, que es tancaven, envoltant el terreny. Aquests terrenys són possibles dipòsits [[criovolcà]]nics (etimològicament, volcans de gel).<ref name=Greeley2000/> Tant les planes de color clar com les diverses planes llises són geològicament més joves que les ja mencionades planes crateritzades.<ref name=Greeley2000/><ref name=Wagner2001>[http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf Fractures, escarpes, i altres accidents geogràfics a Cal·listo and i la seva correlació amb la degradació de la superfície]</ref>
 
[[Fitxer:Callisto Har PIA01054.jpg|thumb|250px|El cràter d'impacte Har amb una elevació central]]
El diàmetre dels [[cràters d'impacte]] pot variar des de 0,1 km a 100 km (un límit desocbertdescobert per les ja mencionades imatges d'alta resolució), sense comptar les estructures anellades.<ref name=Greeley2000/> Els petits cràters —el diàmetre dels quals és inferior a 5 km— són un simple forat excavat on el fons és pla. Els cràters d'entre 5 i 40 km solen tenir una elevació central. Els cràters més grans, amb diàmetres de 25 a 100 km aproximadament, en comptes de tenir una elevació central, poden tenir un forat al seu centre, com el [[Tindr (cràter)|cràter Tindr]].<ref name=Greeley2000/> ElEls cràters amb diàmetres superiors a 60 km no solen tenir elevacions centrals; es creu que són el resultat d'un [[aixecament tectònic]] després d'un impacte.<ref name=Greeley2000/> En són exemples l'el [[Àsgard (cràter)|cràter Àsgard]] i el [[Har (cràter)|cràter Har]]. Els cràters amb un diàmetre superior a 100 km són molt rars i tenen una forma geomètricament "estranya". Els cràters de Cal·listo són generalment poc profunds si es comparen amb els que hi ha a l'únic satèl·lit de la Terra, la Lluna.
 
[[Fitxer:Valhalla crater on Callisto.jpg|thumb|250px|left|Valhalla, l'estructura multi-anellada més gran de Cal·listo]]
Línia 105:
La posterior evolució geològica de Cal·listo després de la seva [[acreció]], va ser marcada per l'equilibrament de l'escalfament [[Radioactivitat|radioactiu]], refredant la superfície de Cal·listo a través de la [[conducció tèrmica]] i la [[convecció]] a l'interior del satèl·lit.<ref name=Freeman2006/> Algunes dades concretes de la convecció dels satèl·lits gelats són desconegudes. Se sap que la temperatura arriba al [[punt de fusió]] dels materials interiors.<ref name=McKinnon2006> [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M Convecció de Cal·listo i altres cossos del Sistema Solar] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4JXPSG2-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search &_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=fa4eea14a72f5380d83cb4c28b5fbd3f 10.1016/j.icarus.2006.03.004] </ref> La convecció als cossos gelats és un procés llarg amb un moviment de la seva superfície a raó d'1 cm per any, però és en realitat un mecanisme molt efectiu de congelació a llarga escala.<ref name=McKinnon2006/> Es pensa que el procés de [[convecció]] continua amb un altre procés, anomenat "estrat estancat", és a dir, un estrat exterior, rígid i congelat, que condueix la calor sense procés de convecció, mentre el gel que està a sota de l'estrat convecciona en un estat subsòlid.{{Ref_label|L|l|none}}<ref name=Spohn2003/><ref name=McKinnon2006/> En el cas de Cal·listo, l'estrat congelat correspon a la [[litosfera]], amb un gruix d'uns 100 km. La seva presència explica la falta d'activitat endògena {{Ref_label|J|j|none}} a la seva superfície.<ref name=McKinnon2006/><ref name=Nagel2004/> La convecció a l'interior de Cal·listo podria ser per capes, a causa de les enormes pressions a l'interior del tercer satèl·lit més gran del [[sistema solar]].<ref name=Freeman2006/> El ràpid inici de la convecció subsòlida a l'interior de Cal·listo podria haver impedit un descongelació a llarga escala, cosa que marcaria la diferència de Cal·listo respecte els altres satèl·lits galileans, amb un nucli i un mantell diferents als tres altres grans satèl·lits de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. A causa de la [[convecció]], s'ha estat produint-se durant milers de milions d'anys una separació parcial del material rocós i el gel a l'interior d'aquest satèl·lit, i pot continuar encara avui en dia.<ref name=Nagel2004> [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N Un model per l'estrucutra interior, l'evolució, i la diferenciació de Cal·listo] [http://www.sciencedirect.com/science?_ob=GatewayURL&_origin=inwardhub&_urlversion=4&_method=citationSearch&_piikey=S0019103504000223&_referrer=http%3A%2F%2Fen.wikipedia.org%2Fw%2Findex.php%3Ftitle%3DCallisto_(moon)%26action%3Dsubmit&_version=1&md5=f2aa9bf6c3de0bc96626022d3bfd99bd 10.1016/j.icarus.2003.12.019] </ref>
 
L'actual coneixement de l'evolució geològica de de Cal·listo no contradiu la presència de l'estrat conductor i d'un oceà d'aigua sota la superfície. Això està relacionat amb l'estranya conducta del gel, on el punt de fusió del gel, que disminueix amb la [[pressió]], arriba a descongelar-se als 251 [[Kelvin|K]] (-22[[Celsius|Cº]]), amb una pressió de 2.070 [[Bar (unitat de pressió)|bars]].<ref name=Spohn2003/> En tots els models de temperatura de Cal·listo, es diu que la temperatura va dels 100 als 200 K (de -173 a -73 Cº); a profunditats molt elevades, la temperatura estaria sobre el punt de fusió ja mencionat.<ref name=Freeman2006/><ref name=McKinnon2006/><ref name=Nagel2004/> La presència de petites acumulacions d'[[amoníac]] garanteix l'existència d'un oceà, ja que aquest compost químic reduiria encara més la temperatura de fusió del gel <ref name=Spohn2003/>.
 
Mentre que el tercer satèl·lit més gran del [[sistema solar]] és bastant similar en volum a [[Ganimedes (satèl·lit)|Ganimedes]], sembla tenir una història geològica molt més simple que no pas aquest últim. La superfície es va formar sota la influència majoritària d'impactes.<ref name=Greeley2000/> Al contrari que a Ganimedes, hi ha pocs indicis d'activitat [[tectònica de plaques|tectònica]].<ref name=Showman1999/> La història geològica relativament simple de Cal·listo és important, ja que es disposa d'una bona base de dades i referències per comparar-lo amb altres mons més complexos que no pas aquest.<ref name=Showman1999/>
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/wiki/Cal·listo_(satèl·lit)»