Callisto

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari
Callisto
Callisto
Penemuan
Penemu Galileo Galilei
Simon Marius[1]
Tanggal ditemukan 7 Januari 1610[1]
Penamaan
Nama alternatif Jupiter IV
Ciri-ciri orbit
Periapsis 1 869 000 km[b]
Apoapsis 1 897 000 km[a]
Sumbu semi-mayor 1 882 700 km[2]
Eksentrisitas 0.007 4[2]
Periode orbit 16.689 018 4 d[2]
Kecepatan orbit rata-rata 8.204 km/s
Inklinasi 0.192° (terhadap bidang Laplace)[2]
Satelit bagi Yupiter
Ciri-ciri fisik
Jari-jari rata-rata 2410.3 ± 1.5 km (0.378 Bumi)[3]
Luas permukaan 7.30 × 107 km2 (0.143 Earths)[c]
Volume 5.9 × 1010 km3 (0.0541 Earths)[d]
Massa 1.075 938 ± 0.000 137 × 1023 kg (0.018 Earths)[3]
Massa jenis rata-rata 1.834 4 ± 0.003 4 g/cm3[3]
Gravitasi permukaan di khatulistiwa 1.235 m/s2 (0.126 g)[e]
Kecepatan lepas 2.440 km/s[f]
Periode rotasi sinkronis[3]
Kemiringan sumbu zero[3]
Albedo 0.22 (geometrik)[4]
Suhu permukaan
   K[4]
min rata-rata maks
80 ± 5 134 ± 11 165 ± 5
Magnitudo tampak 5.65 (oposisi)[5]
Atmosfer
Tekanan permukaan 7.5 pbar[6]
Komposisi ~4 × 108 cm−3 karbon dioksida[6]
hingga 2 × 1010 cm−3 molekular oksigen(O2)[7]

Callisto (pengucapan bahasa Inggris: [kəˈlɪstoʊ],[8] atau bahasa Yunani: Καλλιστώ Yunani) adalah satelit planet Yupiter yang ditemukan pada tahun 1610 oleh Galileo Galilei.[1] Callisto merupakan satelit terbesar ketiga di Tata Surya dan terbesar kedua di sistem Yupiter setelah Ganymede. Diameter Callisto kurang lebih sekitar 99% diameter planet Merkurius, tetapi massanya hanya sekitar sepertiganya. Berdasarkan jarak, ia adalah satelit Galileo keempat dari Yupiter, dengan jari-jari orbit sekitar 1.880.000 km.[2] Satelit ini tidak ikut serta dalam resonansi orbit yang memengaruhi tiga satelit Galileo lainnya—Io, Europa, dan Ganymede—dan akibatnya tidak mengalami pemanasan pasang surut.[9] Rotasi Callisto terkunci pasang surut terhadap Yupiter, sehingga belahan yang sama selalu menghadap ke arah Yupiter dan Yupiter tampak diam di langit Callisto. Callisto tidak terlalu terpengaruh oleh magnetosfer Yupiter dibanding satelit Galileo lainnya karena orbitnya yang jauh.[10]

Callisto terdiri dari batu dan es, dengan rata-rata berat jenis sekitar 1,83 g/cm3. Senyawa di permukaan yang dideteksi dengan spektroskopi meliputi es air, karbon dioksida, silikat, dan senyawa organik. Penyelidikan yang dilakukan oleh wahana Galileo menunjukkan bahwa di Callisto mungkin terdapat inti yang terdiri dari silikat dan samudra air di bawah permukaan dengan kedalaman lebih dari 100 km.[11][12]

Permukaan Callisto dipenuhi oleh kawah tubrukan dan sangat tua. Tidak ada tanda-tanda terjadinya proses endogenik seperti tektonika lempeng atau vulkanisme, dan evolusi Callisto diduga sangat dipengaruhi oleh tubrukan.[13] Ciri permukaan yang penting meliputi struktur cincin ganda, kawah tubrukan, dan serangkaian kawah (catenae) serta gawir, punggung bukit dan endapan yang terkait.[13] Dalam skala kecil, permukaannya bervariasi dan terdiri dari endapan beku yang kecil dan cerah di puncak ketinggian yang dikelilingi oleh bahan gelap di bawahnya.[4] Hal ini diduga merupakan akibat dari degradasi bentang alam yang didorong oleh sublimasi, yang didukung oleh kurangnya kawah tubrukan kecil dan keberadaan knob-knob kecil (sejenis bukit) yang diduga merupakan sisa dari proses tersebut.[14] Umur bentang alam di Callisto masih belum diketahui.

Callisto dikelilingi oleh atmosfer yang sangat tipis dan terdiri dari karbon dioksida,[6] (kemungkinan) oksigen molekuler,[7] dan ionosfer.[15] Satelit ini diduga terbentuk melalui proses akresi dari cakram gas dan debu yang mengelilingi Yupiter setelah pembentukannya.[16] Akibat akresi gradual dan ketiadaan pemanasan pasang surut, tidak ada cukup panas yang mampu mendiferensiasi Callisto secara cepat. Konveksi perlahan di dalam Callisto, yang dimulai setelah pembentukannya, mengakibatkan diferensiasi sebagian dan pembentukan samudra di bawah permukaan dengan kedalaman 100–150 km serta inti yang berbatu.[17]

Kemungkinan keberadaan samudra di Callisto menimbulkan dugaan bahwa ada kehidupan di satelit tersebut. Namun, keadaannya dianggap tidak lebih baik dibanding Europa.[18] Berbagai wahana seperti Pioneers 10, 11, Galileo, dan Cassini telah mempelajari Callisto. Karena tingkat radiasinya yang rendah, Callisto dianggap sebagai pangkalan penjelajahan Yupiter yang paling tepat.[19]

Penemuan dan penamaan[sunting | sunting sumber]

Callisto ditemukan oleh Galileo pada Januari 1610 bersamaan dengan tiga bulan Yupiter lainnya: Ganymede, Io, dan Europa.[1] Nama Callisto diambil dari putri Likaon yang bernama Kallisto.[20] Nama ini diusulkan oleh Simon Marius segera setelah penemuan bulan ini.[21] Marius menghubungkan usulan ini dengan Johannes Kepler.[20] Namun, nama-nama satelit Galileo sempat tidak disukai, dan tidak banyak digunakan hingga pertengahan abad ke-20. Dalam buku astronomi awal, Callisto disebut Yupiter IV atau "satelit keempat Yupiter.[22] Dalam penulisan ilmiah bahasa Inggris, bentuk adjektifnya adalah Callistoan,[23] dilafalkan /ˌkælɪˈst.ən/, atau Callistan.[14]

Orbit dan rotasi[sunting | sunting sumber]

Callisto (kiri bawah), Yupiter (kanan atas) dan Europa (di bawah dan sebelah kiri Bintik Merah Besar) dari wahana Cassini

Callisto adalah satelit terluar di antara empat satelit Galileo. Satelit ini mengorbit dari jarak sekitar 1.880.000 km (26,3 kali jari-jari Yupiter yang besarnya 71.492 km).[2] Jari-jari orbit Callisto lebih besar daripada jari-jari orbit Ganymede yang besarnya 1.070.000 km. Karena orbitnya yang jauh, Callisto tidak terlibat dalam resonansi orbit antara tiga satelit Galileo lainnya (resonansi Laplace).[9]

Seperti satelit-satelit lain, rotasi Callisto terkunci pasang surut, sehingga satu permukaan selalu menghadap Yupiter.[3] Lama hari di Callisto (dan juga periode orbitnya) adalah 16,7 hari Bumi. Orbitnya eksentrik dan terinklinasi ke khatulistiwa Yupiter, yang juga berubah-ubah hampir secara berkala akibat perturbasi gravitasi matahari dan planet dalam skala abad. Rata-rata perubahannya adalah 0,0072–0,0076 untuk eksentrisitas dan 0,20–0,60° untuk inklinasi.[9] Variasi orbit tersebut mengakibatkan kemiringan sumbu bervariasi antara 0,4 dan 1,6°.[24]

Karena tidak turut serta dalam resonansi Laplace, Callisto tampaknya tidak pernah mengalami pemanasan pasang surut, sehingga memengaruhi struktur dalam dan evolusi Callisto.[25] Selain itu, akibat jaraknya yang jauh, fluks partikel bermuatan dari magnetosfer Yupiter di permukaan Callisto juga relatif rendah—sekitar 300 kali lebih rendah dari Europa. Maka, tidak seperti satelit Galileo lainnya, iradiasi partikel bermuatan tidak banyak berpengaruh di permukaan Callisto.[10] Tingkat radiasi di permukaan Callisto kurang lebih 0,01 rem (0,1 mSv) per hari.[26]

Ciri-ciri fisik[sunting | sunting sumber]

Komposisi[sunting | sunting sumber]

Spektra inframerah dekat dataran berkawah gelap (merah) dan kawah Asgard (biru) menunjukkan keberadaan es air (pita serapan dari 1 hingga 2 µm)[27] dan materi yang kurang berbatu di Asgard.

Rata-rata berat jenis Callisto adalah 1.83 g/cm3,[3] yang menunjukkan bahwa satelit tersebut terdiri dari materi berbatu dan es air, dengan beberapa es volatil tambahan seperti amonia.[11] Fraksi massa es berkisar antara 49–55%.[11][17] Komposisi bebatuan Callisto masih belum diketahui secara pasti, namun kemungkinan terdiri dari kondrit O tipe L/LL yang memiliki lebih sedikit besi, besi metalik, dan lebih banyak besi oksida daripada kondrit H. Rasio berat besi dengan silikon adalah 0,9—1,3 di Callisto, sementara rasio mataharinya 1:8.[11]

Permukaan Callisto albedonya sekitar 20%.[4] Komposisi permukaannya diduga mirip dengan komposisi secara keseluruhan. Spektroskopi inframerah dekat telah menunjukkan adanya pita serapan es air dengan panjang gelombang 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 dan 3,0 mikrometer.[4] Es air tampaknya ada di mana saja di permukaan Callisto, dengan fraksi massa 25–50%.[12] Analisis spektra inframerah dan UV beresolusi tinggi yang didapat oleh wahana Galileo dari permukaan telah menunjukkan keberadaan berbagai materi non-es: silikat terhidrasi yang mengandung magnesium dan besi,[4] karbon dioksida,[28] sulfur dioksida,[29] dan kemungkinan amonia serta berbagai senyawa organik.[4][12] Data spektrum menunjukkan bahwa permukaan Callisto sangat heterogen dalam skala kecil. Wilayah es air murni yang kecil dan cerah tercampur dengan wilayah campuran es bebatuan dan wilayah gelap luas yang terdiri dari materi non-es.[4][13]

Permukaan Callisto bersifat asimetris: belahan depannya—yang menghadap ke arah gerakan orbit[a]—lebih gelap daripada yang di belakang. Hal ini berbeda dengan satelit Galileo lainnya karena di satelit-satelit tersebut belahan depan lebih terang daripada belahan belakang.[4] Belahan belakang[a] Callisto tampaknya kaya akan karbon dioksida, sementara belahan depannya mengandung lebih banyak sulfur dioksida.[30] Banyak kawah tubrukan baru seperti Lofn yang kaya akan karbon dioksida.[30] Secara keseluruhan, komposisi kimia permukaan, terutama wilayah yang gelap, mirip dengan asteroid tipe D[13] yang permukaannya juga kaya akan karbon.

Struktur dalam[sunting | sunting sumber]

Model struktur dalam Callisto yang menunjukkan lapisan es permukaan, kemungkinan lapisan es air, dan inti berbatu.

Permukaan Callisto berada di atas litosfer yang dingin, keras, dan ber-es, dengan ketebalan antara 80 hingga 150 km.[11][17] Samudra bergaram dengan kedalaman 50–200 km mungkin ada di bawah kerak,[11][17] yang ditunjukkan melalui penelitian medan magnet di sekitar Yupiter dan satelit-satelitnya.[31][32] Berdasarkan penelitian tersebut, medan magnet tidak dapat memasuki Callisto, sehingga menunjukkan bahwa mungkin ada lapisan cairan yang sangat konduktif dengan kedalaman paling tidak 10 km.[32] Keberadaan samudra menjadi lebih mungkin bila air tersebut mengandung sedikit amonia atau antibeku lainnya.[17] Apabila hal tersebut benar, samudra ini bisa mencapai ketebalan 250–300 km.[11] Jika tidak, litosfer ber-es mungkin lebih tebal hingga mencapai 300 km.

Di bawah litosfer dan samudra yang diduga ada, wilayah dalam Callisto tampak tidak seragam ataupun beragam. Berdasarkan data wahana Galileo[3] (terutama momen inersia yang tak berdimensi,[b] yaitu 0.3549 ± 0.0042) menunjukkan bahwa bagian dalamnya terdiri dari batu dan es, dan semakin dalam lapisan semakin banyak bebatuan.[11][33] Dalam kata lain, Callisto hanya terdiferensiasi sebagian. Berat jenis dan momen inersia juga menunjukkan keberadaan inti bersilikat di pusat Callisto. Jari-jari inti tersebut tidak dapat melebihi 600 km, dan berat jenisnya mungkin bervariasi antara 3.1 hingga 3.6 g/cm3.[3][11] Bagian dalam Callisto berbeda jauh dengan Ganymede yang sangat terdiferensiasi.[12][34]

Kenampakan permukaan[sunting | sunting sumber]

Citra dataran berkawah yang diabadikan oleh wahana Galileo.

Permukaan Callisto merupakan salah satu yang paling dipenuhi kawah di Tata Surya.[35] Nyatanya, setiap kawah baru yang terbentuk akan menghapus kawah yang lama. Geologi Callisto sendiri sangat sederhana: tidak ada gunung, gunung berapi, atau fitur tektonik dan endogenik lainnya.[36] Kawah tubrukan dan struktur cincin ganda-serta kekar, gawir, dan endapan—adalah satu-satunya kenampakan besar yang dapat ditemui di permukaan.[13][36]

Permukaan Callisto dapat dibagi menjadi beberapa bagian yang berbeda secara geologis: dataran berkawah, dataran terang, dataran halus yang terang dan gelap, dan berbagai satuan yang terkait dengan struktur cincin ganda dan kawah tubrukan.[13][36] Dataran berkawah meliputi sebagian besar permukaan dan mewakili litosfer kuno. Dataran ini merupakan campuran antara materi ber-es dan berbatu. Sementara itu, dataran terang meliputi kawah yang terang (seperti kawah Burr dan Lofn, sisa kawah tua yang besar yang disebut palimpsest,[c] bagian tengah struktur cincin ganda, dan bagian terisolasi di dataran berkawah.[13] Dataran terang tersebut diduga merupakan endapan tubrukan yang ber-es. Dataran halus yang terang dan gelap meliputi sebagian kecil permukaan Callisto dan dapat ditemui di punggung Valhalla dan Asgard dan tempat terisolasi di dataran berkawah. Dataran tersebut diduga diakibatkan oleh aktivitas endogenik, namun citra wahana Galileo yang beresolusi tinggi menunjukkan bahwa dataran halus yang terang terkait dengan medan yang penuh rekahan dan knob dan tidak menunjukkan tanda-tanda pelapisan kembali.[13] Citra wahana Galileo juga menunjukkan bahwa wilayah halus yang kecil dan gelap yang meliputi kurang dari 10.000 km2 tampaknya mengurung medan di sekitar. Kemungkinan kenampakan tersebut merupakan endapan kriovulkanik.[13] Baik dataran terang maupun halus biasanya lebih muda dan tidak terlalu berkawah bila dibandingkan dengan dataran berkawah.[13][37]

Kawah tubrukan Hár dengan kubah di tengahnya.

Diameter kawah tubrukan bervariasi antara 0,1 km hingga lebih dari 100 km, tanpa menghitung struktur cincin ganda.[13] Kawah kecil, dengan diameter kurang dari 5 km, memiliki bentuk yang seperti mangkuk. Kawah dengan diameter 5–40 km biasanya memiliki puncak di tengah. Kawah yang lebih besar, dengan diameter 25–100 km, memiliki lubang tengah (seperti kawah Tindr.[13] Kawah terbesar dengan diameter lebih dari 60 km dapat memiliki kubah pusat, yang diduga merupakan akibat dari pengangkatan tektonik setelah tubrukan;[13] contohnya meliputi kawah Doh dan Hár. Beberapa kawah yang sangat besar—diameternya lebih dari 100 km—dan kawah tubrukan cerah memiliki geometri kubah yang aneh, yang biasanya dangkal dan mungkin merupakan bentang alam transisional sebelum menjadi struktur cincin ganda. Contohnya adalah kawah Lofn.[13] Kawah Callisto biasanya lebih dangkal daripada kawah di Bulan.

Citra kawah Valhalla yang diabadikan oleh Voyager 1.

Kenampakan tubrukan terbesar di permukaan Callisto adalah cekungan cincin ganda.[13][36] Valhalla merupakan yang terbesar, dengan wilayah tengah yang terang dan berdiameter 600 kilometer, sementara cincinnya mencapai 1.800 kilometer dari tengah.[38] Yang terbesar kedua adalah Asgard, dengan diameter sebesar 1.600 kilometer.[38] Struktur cincin ganda kemungkinan terbentuk dari pemecahan konsentrik litosfer di lapisan materi lembut atau cair (kemungkinan samudra) setelah tubrukan.[23] Catenae—contohnya Gomul Catena—adalah rangkaian kawah tubrukan yang terjajar di garis lurus di permukaan. Kemungkinan catenae terbentuk oleh objek yang terganggu secara pasang surut ketika mendekati Yupiter sebelum menabrak Callisto.[13] Contoh gangguan semacam itu adalah kasus Komet Shoemaker-Levy 9 yang menabrak Yupiter.

Seperti yang disebutkan di atas, potongan es air kecil dengan albedo hingga 80% dapat ditemui di permukaan Callisto, yang dikelilingi oleh materi yang lebih gelap.[4] Citra Galileo yang beresolusi tinggi menunjukkan bahwa potongan cerah tersebut kebanyakan terletak di kenampakan permukaan yang tinggi seperti gawir, punggung bukit, dan knob.[4] Potongan tersebut tampaknya merupakan endapan beku. Bahan gelap biasanya ada di dataran rendah yang mengelilingi kenampakan terang. Potongan tersebut panjangnya dapat mencapai 5 km.[4]

Longsor sepanjang 3–3.5 km dapat dilihat di sisi kanan dasar dua kawah yang besar di sebelah kanan.

Permukaan Callisto lebih terdegradasi dibanding permukaan satelit Galileo ber-es lainnya.[4] Walaupun jumlah kawah kecil dengan diameter kurang dari 1 km lebih sedikit bila dibandingkan dengan Ganymede,[13] Callisto memiliki kenampakan yang disebut knob dan lubang.[4] Knob diduga merupakan sisa dari pinggir kawah yang terdegradasi oleh proses yang belum diketahui.[14] Proses yang paling mungkin menyebabkan hal tersebut adalah sublimasi es, yang dimungkinkan dalam suhu hingga 165 K.[4] Sublimasi air atau volatil lainnya menyebabkan dekomposisi. Sisa-sisa non-es membentuk longsoran yang berasal dari lereng dinding kawah.[14] Longsoran tersebut biasanya ditemui di dekat dan di dalam kawah tubrukan.[4][13][14] Kadang-kadang kawah tubrukan dipotong oleh irisan mirip lembah yang disebut "gullies", yang mirip dengan beberapa kenampakan permukaan Mars.[4] Berdasarkan hipotesis sublimasi es, bahan gelap di dataran rendah dianggap sebagai lapisan bahan non-es yang berasal dari pinggir kawah yang terdegradasi dan telah melapisi batuan dasar yang ber-es.

Umur relatif satuan permukaan yang bemacam-macam di Callisto dapat ditentukan melalui kepadatan kawah. Semakin tua permukaan, semakin padat jumlah kawah.[39] Penanggalan absolut masih belum dilakukan, namun berdasarkan pertimbangan teoretis, dataran berkawah diduga berusia ~4,5 miliar tahun. Usia struktur cincin ganda dan kawah tubrukan diperkirakan antara 1 hingga 4 miliar tahun.[13][35]

Atmosfer dan ionosfer[sunting | sunting sumber]

Medan magnet terinduksi di sekitar Callisto.

Callisto memiliki atmosfer tipis yang terdiri dari karbon dioksida.[6] Atmosfer tersebut ditemukan oleh Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) Galileo dari ciri absorpsinya dengan panjang gelombang 4,2 mikrometer. Tekanan permukaan diperkirakan sebesar 7,5  × 10−12 bar (0,75 µPa) dan berat jenis partikel 4 × 108 cm−3. Karena atmosfer tipis seperti itu akan lenyap dalam waktu 4 hari, atmosfer tersebut harus terus menerus diperbarui, sehingga kemungkinan terjadi sublimasi es karbon dioksida di kerak es Callisto,[6] yang sesuai dengan hipotesis sublimasi-degradasi yang mencoba menjelaskan pembentukan knob permukaan.

Ionosfer Callisto pertama kali dilacak oleh wahana Galileo;[15] berat jenis elektronnya yang besar (7–17 × 104 cm−3) tidak dapat dijelaskan melalui fotoionisasi karbon dioksida atmosfer saja. Maka dari itu, diduga atmosfer Callisto dipenuhi oleh oksigen molekuler (kandungannya 10–100 kali lebih besar daripada CO2).[7] Namun, oksigen masih belum dilacak di atmosfer Callisto. Pengamatan melalui Teleskop Angkasa Hubble menempatkan batas konsentrasi oksigen di atmosfer yang walaupun didasarkan pada fakta bahwa oksigen masih belum dilacak, namun tetap sesuai dengan pengukuran ionosfer.[40] Pada saat yang sama, Teleskop Angkasa Hubble mampu melacak oksigen terkondensasi yang terperangkap di permukaan Callisto.[41]

Asal usul dan evolusi[sunting | sunting sumber]

Karena Callisto hanya terdiferensiasi sebagian (yang diketahui dari, misalnya, pengukuran momen inersia), satelit tersebut tidak cukup panas untuk mencairkan komponen esnya.[17] Maka, model pembentukan Callisto yang paling tepat adalah melalui proses akresi di anak nebula Yupiter (cakram gas dan debu yang ada di sekitar Yupiter setelah pembentukannya).[16] Akibat proses akresi yang panjang, pendinginan akan mengikuti akumulasi panas akibat tubrukan, peluruhan radioaktif, dan kontraksi, sehingga mencegah pencairan dan diferensiasi cepat.[16] Skala waktu pembentukan Callisto berkisar antara 0,1 juta–10 juta tahun.[16]

Pemandangan knob es (ketinggian ~100 m) yang sedang terkikis (atas) dan telah terkikis (bawah), yang kemungkinan terbentuk dari pecahan (ejecta) kawah tubrukan kuno.

Evolusi Callisto setelah akresi ditentukan oleh keseimbangan pemanasan radioaktif, pendinginan melalui konduksi panas di dekat permukaan, dan konveksi subsolidus di dalam.[25] Rincian konveksi subsolidus di es masih belum pasti. Konveksi tersebut terjadi ketika suhu mendekati titik lebur karena viskositas es bergantung kepada suhu.[42] Konveksi subsolidus di benda ber-es merupakan proses yang lambat dengan laju pergerakan es 1 sentimeter per tahun. Namun, proses ini merupakan mekanisme pendinginan yang efektif dalam jangka panjang.[42] Kemudian, proses diduga berlangsung dalam "keadaan penutup stagnan", yaitu suatu keadaan ketika lapisan luar yang dingin dan keras mengonduksi panas tanpa konveksi, sementara es di bawahnya mengonveksi dalam keadaan subsolidus.[17][42] Lapisan konduktif luar sesuai dengan litosfer yang dingin dan keras dengan ketebalan 100 km. Keberadaannya menjelaskan kurangnya aktivitas endogenik di permukaan Callisto.[42][43] Konveksi di bagian dalam Callisto mungkin berlapis akibat tekanan tinggi yang menyebabkan es ada dalam fase kristalin yang berbeda dari es I di permukaan hingga es VII di pusat.[25] Konveksi subsolidus awal di dalam Callisto mungkin mencegah pencairan es berskala besar dan diferensiasi yang seharusnya membentuk inti berbatu dan mantel ber-es. Akibatnya, pemisahan dan diferensiasi sebagian berlangsung selama miliaran tahun dan mungkin masih berlanjut hingga kini.[43]

Berdasarkan pemahaman evolusi Callisto yang ada saat ini, kemungkinan ada samudra di dalam Callisto. Hal ini terkait dengan titik lebur es fase I yang aneh karena menurun seiring dengan meningkatnya tekanan, hingga mencapai suhu 251 K pada tekanan 2.070 bar (207 MPa).[17] Dalam semua model Callisto, suhu di lapisan sedalam 100 hingga 200 km mendekati atau sedikit melebihi titik lebur ini.[25][42][43] Keberadaan amonia dalam jumlah kecil pun (sekitar 1–2% berat) dapat mempertahankan bentuk cair samudra tersebut karena amonia menurunkan titik lebur.[17]

Walaupun Callisto mirip dengan Ganymede, sejarah geologis Callisto jauh lebih sederhana. Permukaan Callisto tampaknya dibentuk oleh tubrukan dan gaya eksogenik lainnya.[13] Tidak seperti Ganymede, bukti tidak menunjukkan berlangsungnya aktivitas tektonika lempeng di Callisto.[12] Penjelasan yang diajukan adalah perbedaan keadaan pembentukan,[44] pemanasan pasang surut yang lebih besar di Ganymede,[45] dan tubrukan yang lebih banyak menimpa Ganymede selama Pengeboman Berat Akhir.[46][47][48] Sejarah geologi Callisto yang relatif sederhana merupakan acuan bagi ilmuwan untuk membandingkannya dengan objek lain yang lebih aktif dan kompleks.[12]

Perbandingan ukuran Bumi, Bulan, dan Callisto

Kemungkinan kehidupan di samudra[sunting | sunting sumber]

Seperti Europa dan Ganymede, terdapat gagasan bahwa kehidupan luar bumi mungkin ada di samudra bergaram di bawah permukaan Callisto.[18] Namun, kondisi agar kehidupan dapat muncul tidak lebih baik daripada di Europa. Alasan utamanya adalah kurangnya kontak dengan materi berbatu dan fluks panas dari dalam Callisto.[18] Ilmuwan Torrence Johnson mengungkapkan hal berikut ketika membandingkan kemungkinan kehidupan di Callisto bila dibandingkan dengan satelit Galileo lainnya:[49]

Bahan dasar kehidupan—apa yang kita sebut 'kimia pre-biotik'—berlimpah di banyak objek di tata surya, seperti komet, asteroid, dan bulan ber-es. Biolog meyakini bahwa air dan energi adalah hal yang dibutuhkan untuk mendukung kehidupan, sehingga penemuan air di tempat lain merupakan suatu hal yang menggembirakan. Namun, energi itu masalah lain, dan kini, samudra Callisto hanya dipanaskan oleh unsur-unsur radioaktif, sementara Europa juga dipanaskan oleh energi pasang surut dari kedekatan jaraknya dengan Yupiter.

Berdasarkan pertimbangan di atas dan pengamatan ilmiah lain, di antara satelit-satelit Galileo lain Europa dianggap sebagai tempat yang paling mungkin untuk mendukung kehidupan mikrobial.[18][50]

Penjelajahan[sunting | sunting sumber]

Pioneer 10 dan Pioneer 11 yang mencapai Yupiter pada awal tahun 1970-an tidak banyak memperoleh pengetahuan baru tentang Callisto bila dibandingkan dengan pengamatan yang dilakukan dari Bumi.[4] Terobosan baru terjadi ketika Voyager 1 dan 2 melewati Callisto pada tahun 1979–1980. Kedua wahana tersebut mengambil citra permukaan Callisto dengan resolusi 1–2 km, dan mengukur suhu, massa, dan bentuk satelit tersebut.[4] Penjelajahan ronde kedua berlangsung dari tahun 1994 hingga 2003 ketika wahana Galileo mendekati Callisto (pada tahun 2001 hingga mencapai 138 km di atas permukaan). Wahana pengorbit Galileo melakukan pencitraan seluruh permukaan Callisto dan mengirimkan beberapa gambar dengan resolusi hingga 15 meter.[13] Pada tahun 2000, wahana Cassini yang sedang menuju ke Saturnus mengirimkan spektra inframerah satelit-satelit Galileo, termasuk Callisto.[28] Pada Februari–Maret 2007, New Horizons yang sedang menuju Pluto mengirimkan gambar dan spektra baru Callisto.[51]

Misi ke Yupiter selanjutnya adalah Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) yang direncanakan akan diluncurkan pada tahun 2022 oleh European Space Agency (ESA).[52] Misi tersebut rencananya juga akan mendekati Callisto.[52]

Usulan lama[sunting | sunting sumber]

Europa Jupiter System Mission (EJSM) yang merupakan program gabungan NASA/ESA direncanakan akan diluncurkan pada tahun 2020 untuk menjelajahi satelit-satelit Yupiter. Pada Februari 2009, ESA/NASA mengumumkan akan memprioritaskan misi ini daripada Titan Saturn System Mission.[53] Sayangnya, kontribusi ESA di misi tersebut masih harus bersaing dengan proyek-proyek ESA lain dalam memperoleh dana.[54] EJSM terdiri dari Jupiter Europa Orbiter yang dipimpin oleh NASA, Jupiter Ganymede Orbiter yang dipimpin oleh ESA, dan kemungkinan Jupiter Magnetospheric Orbiter yang dipimpin oleh JAXA.

Kemungkinan kolonisasi[sunting | sunting sumber]

Penggambaran pangkalan di Callisto.[55]

Pada tahun 2003, NASA melakukan penelitian konseptual yang disebut Human Outer Planets Exploration (HOPE) dengan maksud untuk menyelidiki kemungkinan penjelajahan manusia di Tata Surya Luar. Salah satu tempat yang dipertimbangkan adalah Callisto.[19][56]

Penelitian tersebut mengusulkan pendirian pangkalan di permukaan Callisto yang akan menghasilkan bahan bakar untuk penjelajahan Tata Surya lebih lanjut.[55] Keunggulan dari pembangunan pangkalan di Callisto meliputi radiasi yang rendah (karena jaraknya yang jauh dari Yupiter) dan kestabilan geologis. Pangkalan tersebut dapat memfasilitasi penjelajahan Europa atau menjadi tempat pemberhentian untuk wahana yang akan pergi ke tempat yang lebih jauh dengan memanfaatkan bantuan gravitasi dari Yupiter.[19]

Laporan NASA pada Desember 2003 meyakini bahwa misi berawak ke Callisto mungkin akan dilakukan pada tahun 2040-an.[57]

Catatan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b Belahan depan adalah belahan yang menghadap ke arah gerakan orbit, belahan belakang adalah yang menghadap ke arah sebaliknya.
  2. ^ Momen inersia tak berdimensi ditulis I/(mr2), denganI adalah momen inersia, m massa, dan r jari-jari maksimal. Nilainya 0,4 untuk benda bulat seragam, namun kurang dari 0,4 jika berat jenisnya naik seiring dengan meningkatnya kedalaman.
  3. ^ Di satelit ber-es, palimpsest didefinisikan sebagai kenampakan permukaan yang cerah dan bulat, kemungkinan kawah tubrukan tua; lihat Greeley et al. 2000.[13]

Catatan kaki[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b c d Galilei, G.; Sidereus Nuncius (13 Maret 1610)
  2. ^ a b c d e f "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Laboratorium Jet Propulsi, California Institute of Technology. 
  3. ^ a b c d e f g h i Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. (2001). "Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto". Icarus 153: 157–161. doi:10.1006/icar.2001.6664. 
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al. (2004). "Callisto" (pdf). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. 
  5. ^ "Classic Satellites of the Solar System". Observatorio ARVAL. Diakses 2007-07-13. 
  6. ^ a b c d e Carlson, R. W.; et al. (1999). "A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto" (pdf). Science 283 (5403): 820–821. doi:10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. 
  7. ^ a b c Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al. (2005). "Atmosphere of Callisto" (pdf). Journal of Geophysics Research 110: E02003. doi:10.1029/2004JE002322. 
  8. ^ Dalam kamus transkripsi Amerika Serikat: kə·lĭs′·tō.
  9. ^ a b c Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). "Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites". Icarus 159 (2): 500–504. Bibcode:2002Icar..159..500M. doi:10.1006/icar.2002.6939. 
  10. ^ a b Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. (2001). "Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites" (PDF). Icarus 139 (1): 133–159. Bibcode:2001Icar..149..133C. doi:10.1006/icar.2000.6498. 
  11. ^ a b c d e f g h i Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). "Internal structure of Europa and Callisto". Icarus 177 (2): 550–369. Bibcode:2005Icar..177..550K. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. 
  12. ^ a b c d e f Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). "The Galilean Satellites" (PDF). Science 286 (5437): 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. 
  13. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; et al. (2000). "Galileo views of the geology of Callisto". Planetary and Space Science 48 (9): 829–853. Bibcode:2000P&SS...48..829G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7. 
  14. ^ a b c d e Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. (1999). "Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission". Icarus 140 (2): 294–312. Bibcode:1999Icar..140..294M. doi:10.1006/icar.1999.6132. 
  15. ^ a b Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al. (2002). "Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations". Journal of Geophysics Research 107 (A11): 1407. Bibcode:2002JGRA.107kSIA19K. doi:10.1029/2002JA009365. 
  16. ^ a b c d Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). "Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion" (PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3404–3423. Bibcode:2002AJ....124.3404C. doi:10.1086/344684. 
  17. ^ a b c d e f g h i Spohn, T.; Schubert, G. (2003). "Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?" (PDF). Icarus 161 (2): 456–467. Bibcode:2003Icar..161..456S. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. 
  18. ^ a b c d Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). "Astrobiology of Jupiter's Icy Moons" (PDF). Proc. SPIE 5555: 10. doi:10.1117/12.560356. 
  19. ^ a b c Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). "Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)" (PDF). NASA. 
  20. ^ a b "Satellites of Jupiter". The Galileo Project. Diakses 2007-07-31. 
  21. ^ Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. 
  22. ^ Barnard, E. E. (1892). "Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter". Astronomical Journal 12: 81–85. Bibcode:1892AJ.....12...81B. doi:10.1086/101715. 
  23. ^ a b Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. (2001). "Geological Evidence for an Ocean on Callisto" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. hlm. 1818. 
  24. ^ Bills, Bruce G. (2005). "Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter". Icarus 175 (1): 233–247. Bibcode:2005Icar..175..233B. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. 
  25. ^ a b c d Freeman, J. (2006). "Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto" (PDF). Planetary and Space Science 54 (1): 2–14. Bibcode:2006P&SS...54....2F. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. 
  26. ^ Frederick A. Ringwald (2000-02-29). "SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)". California State University, Fresno. Diakses 2009-07-04.  (Webcite dari 2009-09-20)
  27. ^ Clark, R. N. (1981-04-10). "Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm". Journal of Geophysical Research 86 (B4): 3087–3096. Bibcode:1981JGR....86.3087C. doi:10.1029/JB086iB04p03087. Diakses 2010-03-03. 
  28. ^ a b Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. (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. 
  29. ^ Noll, K.S. (1996). "Detection of SO2 on Callisto with the Hubble Space Telescope" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. hlm. 1852. 
  30. ^ a b Hibbitts, C.A.; McCord, T. B.; Hansen, G.B. (1998). "Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. hlm. 1908. 
  31. ^ Khurana, K. K.; et al. (1998). "Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto" (PDF). Nature 395 (6704): 777–780. Bibcode:1998Natur.395..777K. doi:10.1038/27394. PMID 9796812. 
  32. ^ a b Zimmer, C.; Khurana, K. K. (2000). "Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations" (PDF). Icarus 147 (2): 329–347. Bibcode:2000Icar..147..329Z. doi:10.1006/icar.2000.6456. 
  33. ^ Anderson, J. D.; Schubert, G.; Jacobson, R. A.; et al. (1998). "Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto" (PDF). Science 280 (5369): 1573–1576. Bibcode:1998Sci...280.1573A. doi:10.1126/science.280.5369.1573. PMID 9616114. 
  34. ^ Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). "Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites". Icarus 157 (1): 104–119. Bibcode:2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828. 
  35. ^ a b Zahnle, K.; Dones, L. (1998). "Cratering Rates on the Galilean Satellites" (PDF). Icarus 136 (2): 202–222. Bibcode:1998Icar..136..202Z. doi:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. 
  36. ^ a b c d Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. (1997). Geological map of Callisto. U.S. Geological Survey. 
  37. ^ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (March 12–16, 2001). "Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation" (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. 
  38. ^ a b U.S. Geological Survey. Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN [peta], 2002 edisi.
  39. ^ Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al. (1997). "Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. hlm. 1221. 
  40. ^ Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. (2002). "Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor". The Astrophysical Journal 581 (1): L51–L54. Bibcode:2002ApJ...581L..51S. doi:10.1086/345803. 
  41. ^ Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. (2002). "Condensed O2 on Europa and Callisto" (PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3400–3403. Bibcode:2002AJ....124.3400S. doi:10.1086/344307. 
  42. ^ a b c d e McKinnon, William B. (2006). "On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto". Icarus 183 (2): 435–450. Bibcode:2006Icar..183..435M. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. 
  43. ^ a b c Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). "A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto". Icarus 169 (2): 402–412. Bibcode:2004Icar..169..402N. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. 
  44. ^ Barr, A. C.; Canup, R. M. (2008-08-03). "Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites". Icarus 198 (1): 163–177. Bibcode:2008Icar..198..163B. doi:10.1016/j.icarus.2008.07.004. 
  45. ^ Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997-03). "Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede". Icarus 127 (1): 93–111. Bibcode:1997Icar..127...93S. doi:10.1006/icar.1996.5669. 
  46. ^ Baldwin, E. (2010-01-25). "Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy". Astronomy Now. Diakses 2010-03-01. 
  47. ^ Barr, A. C.; Canup, R. M. (March 2010). "Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment". 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Diakses pada 2010-03-01. 
  48. ^ Barr, A. C.; Canup, R. M. (2010-01-24). "Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment". Nature Geoscience 3 (March 2010): 164–167. Bibcode:2010NatGe...3..164B. doi:10.1038/NGEO746. 
  49. ^ Phillips, T. (1998-10-23). "Callisto makes a big splash". Science@NASA. 
  50. ^ François, Raulin (2005). "Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations" (PDF). Space Science Reviews 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. doi:10.1007/s11214-005-1967-x. 
  51. ^ Morring, F. (2007-05-07). "Ring Leader". Aviation Week & Space Technology: 80–83. 
  52. ^ a b "Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter". BBC News Online. 2 May 2012. Diakses 2012-05-02. 
  53. ^ Rincon, Paul (2009-02-20). "Jupiter in space agencies' sights". BBC News. Diakses 2009-02-20. 
  54. ^ "Cosmic Vision 2015–2025 Proposals". ESA. 2007-07-21. Diakses 2009-02-20. 
  55. ^ a b "Vision for Space Exploration" (PDF). NASA. 2004. 
  56. ^ Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 January 2003). "Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)". American Institute of Physics Conference Proceedings 654: 821–828. doi:10.1063/1.1541373. 
  57. ^ "High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto" (PDF). NASA. 2003. 

Pranala luar[sunting | sunting sumber]