Callisto được Galileo Galilei phát hiện năm 1610, là vệ tinh lớn thứ hai của Sao Mộc. Trong hệ Mặt Trời, Callisto là vệ tinh lớn thứ ba, sau Ganymede cũng của Sao Mộc và vệ tinh Titan của Sao Thổ.
Quỹ đạo
Callisto là vệ tinh nằm ở ngoài cùng trong số 4 vệ tinh lớn (gọi là vệ tinh Galileo) của Sao Mộc. Bán kính quỹ đạo trung bình là khoảng 1.880.000 km, gấp 26,3 lần bán kính Sao Mộc[2]. Quỹ đạo của Callisto xa hơn khá nhiều so với quỹ đạo của vệ tinh lớn nằm tiếp theo là Ganymede ở khoảng cách 1.070.000 km. Do quỹ đạo xa như vậy nên Callisto không bị cộng hưởng quỹ đạo như 3 vệ tinh còn lại, và có thể sẽ không bao giờ bị cộng hưởng quỹ đạo với 3 vệ tinh kia.
Giống như các vệ tinh thông thường khác, Callisto bị khóa lại bởi lực hấp dẫn của Sao Mộc khiến cho nó luôn chỉ quay một mặt về phía Sao Mộc. Chu kì tự quay của nó, vì thế cũng chính bằng chu kì quay quanh Sao Mộc là 16,7 ngày Trái Đất. Quỹ đạo của Callisto là rất tròn và gần như ngang bằng với mặt phẳng xích đạo của Sao Mộc. Độ dẹt quỹ đạo cũng như độ nghiêng này có sự thay đổi gần như là chu kì bởi tác động của nhiều lực hấp dẫn, chủ yếu là của Mặt Trời và Sao Mộc. Những chu kì này dài khoảng vài trăm năm. Mức độ thay đổi cũng khá nhỏ, đối với độ dẹt là khoảng 0,0072–0,0076[20] và đối với góc nghiêng là khoảng 0,20–0,60°. Chính những thay đổi này kéo theo sự thay đổi góc nghiêng giữa trục quay của Callisto và pháp tuyến mặt phẳng quỹ đạo trong khoảng từ 0,4 đến 1,6°.
Sự tách biệt về mặt động lực học của Callisto trong hệ khiến cho nó không bị ảnh hưởng nhiều bởi lực hấp dẫn của Sao Mộc và có cấu tạo bên trong khá đặc biệt. Thêm vào đó, khoảng cách xa khiến cho những dòng điện tích cực mạnh từ từ trường Sao Mộc không bắn phá Callisto dữ dội như các vệ tinh gần Sao Mộc hơn (năng lượng bắn phá chỉ nhỏ bằng 1/300 lần của Europa). Do đó tác động của những bắn phá này trên bề mặt của Callisto là không mấy đáng kể.
Đặc điểm
Thành phần
Khối lượng riêng của Callisto, được xác định bằng 1,83 g/cm3, chỉ ra rằng Callisto cấu tạo từ một nửa là đá và một nửa là băng nước, có thể có thêm một số loại băng dễ bay hơi như amoniac. Tỉ lệ của băng trong khối lượng của Callisto là khoảng 49–55%. Cấu tạo phần đá của Callisto vẫn chưa được xác định, nhưng rất có thể giống như cấu tạo của O-chondrite dạng L/LL với ít kim loại, ít sắt và nhiều các ôxít kim loại hơn so với H-chondrite (chondrite là những mẫu thiên thạch tìm thấy trên Trái Đất được phân loại theo thành phần, cấu tạo). Tỉ lệ sắt : silic của Callisto là khoảng 0,9:1,3 trong khi đối với Mặt Trời là khoảng 1,8.
Hình ảnh Callisto thu được năm 2001 bởi tàu vũ trụ Galileo của NASA (Courtesy NASA/JPL-Caltech)
|
|||||||
|
Phát hiện
|
|||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Người phát hiện | G. Galilei S. Marius |
||||||
| Ngày phát hiện | 7 tháng 1 năm 1610 | ||||||
|
Tên gọi
|
|||||||
| Tên khác | Jupiter IV | ||||||
| Tính từ | Callistoan, Callistian | ||||||
|
Đặc trưng quỹ đạo
|
|||||||
| Viễn điểm Q.Đ | 1 897 000 km | ||||||
| Cận điểm Q.Đ | 1 869 000 km | ||||||
| Bán kính quỹ đạo trung bình | 1 882 700 km | ||||||
| Độ lệch tâm | 0,007 4 | ||||||
| Chu kỳ quỹ đạo | 16,689 018 4 ngày | ||||||
| Vận tốc quỹ đạo trung bình | 8,204 km/s | ||||||
| Độ nghiêng quỹ đạo | 0,192° (so với mặt phẳng Laplace địa phương) | ||||||
| Vệ tinh của | Sao Mộc | ||||||
|
Đặc trưng vật lý
|
|||||||
| Bán kính trung bình | 2410,3 ± 1,5 km (0,378 Trái Đất) | ||||||
| Diện tích bề mặt | 7,30 × 107 km2 (0,143 Trái Đất) | ||||||
| Thể tích | 5,9 × 1010 km3 (0,0541 Trái Đất) | ||||||
| Khối lượng | 1,075 938 ± 0,000 137 × 1023 kg (0.018 Trái Đất) | ||||||
| Mật độ trung bình | 1,834 4 ± 0,003 4 g/cm3 | ||||||
| Gia tốc trọng trường tại xích đạo | 1,235 m/s² (0,183 g) | ||||||
| Vận tốc vũ trụ cấp 2 | 2,440 km/s | ||||||
| Chu kỳ tự quay | đồng bộ | ||||||
| Độ nghiêng trục quay | không | ||||||
| Suất phản chiếu | 0,22 (hình học) | ||||||
| Nhiệt độ bề mặt K [4] |
|
||||||
| Cấp sao biểu kiến | 5,65 (xung đối) | ||||||
|
Khí quyển
|
|||||||
| Áp suất bề mặt | 7,5 pbar | ||||||
| Thành phần | ~4 × 108 cm−3 cacbon điôxít lên tới 2 × 1010 cm−3 ôxy phân tử |
||||||
Bề mặt của Callisto có độ phản xạ vào khoảng 20%. Cấu tạo bề mặt của nó cũng tương tự như toàn bộ cấu tạo của vệ tinh. Quang phổ cận hồng ngoại của Callisto cho thấy có những vạch hấp thụ của băng nước ở các bước sóng 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 và 3,0 µm. Băng nước rất phổ biến trên bề mặt vệ tinh, tỉ lệ có thể là từ 25–50%. Phân tích những dữ liệu quang phổ có độ phân giải cao trong vùng bước sóng cận hồng ngoại và tử ngoại của Callisto thu được từ tàu Galileo và các trạm quan sát mặt đất cho thấy: trên bề mặt Callisto còn có nhiều vật chất không ở dạng băng như: các khoáng silicat sắt hay magiê ngậm nước, CO2, SO2, amoniac và các hợp chất hữu cơ. Nhìn chung, bề mặt của Callisto rất không đồng nhất với những vệt sáng màu của băng nước nằm lẫn với những vệt hỗn hợp băng đá cho tới những vệt tối màu của các vật chất không ở dạng băng.
Bề mặt của Callisto được chia thành hai nửa không đối xứng. Nửa bán cầu hướng theo chiều quay của vệ tinh (là nửa bán cầu ta nhìn thấy khi quan sát vệ tinh đi về phía chúng ta) có màu tối hơn so với nửa còn lại. Điều này trái ngược với các vệ tinh Galileo khác. Nửa tối hơn có nhiều SO2, trong khi nửa sáng hơn, có nhiều CO2. Xét một cách tổng quát, cấu tạo bề mặt của Callisto, khá giống với các tiểu hành tinh nhóm D với nhiều vật chất chứa carbon.
Cấu tạo
 |
| Bên trong Callisto |
Bề mặt của Callisto nằm trên một lớp quyển đá cứng và lạnh dày khoảng 80 đến 150 km. Dưới lớp này có thể là một lớp nước mặn tạo thành một đại dương dày từ 50 đến 200 km. Sự tồn tại của lớp nước này được phát hiện khi người ta nghiên cứu từ trường của Sao Mộc tác động lên các vệ tinh của nó. Cụ thể, khi xem xét từ trường thay đổi của Sao Mộc tác động lên Callisto, người ta nhận thấy Callisto giống như một vật dẫn hình cầu hoàn hảo, tức là từ trường không thể xuyên vào bên trong của nó. Khả năng có thể xảy ra là Callisto có một lớp chất lỏng dẫn điện dày ít nhất là 10 km. Lớp chất lỏng này có thể cần chứa một số chất chống đông hoặc ammonia để giữ nguyên thể lỏng ở nhiệt độ thấp. Khi đó lớp chất lỏng sẽ dày từ 250 đến 300 km. Nếu như không thực sự tồn tại lớp nước như vậy, tầng quyển đá có thể dày hơn, lên tới trên dưới 300 km.
Bên dưới lớp quyển đá và lớp chất lỏng (nếu như nó thực sự tồn tại), phần lõi phía trong có vẻ như không đồng nhất mà là một hỗn hợp của băng đá. Càng vào sâu bên trong lõi của Callisto, tỉ lệ đá trong hỗn hợp càng tăng lên. Điều này được thể hiện thông qua đại lượng mômen quán tính. Phía trong cùng có thể là một lõi silicat không lớn lắm (< 600 km) với mật độ cỡ chừng 3,1–3,6 g/cm3.
Bề mặt
Bề mặt Callisto được hình thành ngay từ giai đoạn đầu tiên của vệ tinh. Sau giai đoạn bị những thiên thạch bắn phá ác liệt, bề mặt của Callisto gần như không thay đổi, giống như bề mặt của Mặt Trăng. Callisto là một trong những thiên thể bị bắn phá mạnh nhất trong thời kì này với dày đặc những hố thiên thạch. Nếu như có một thiên thạch mới đâm vào Callisto, chắc chắn nó sẽ xóa đi dấu vết của một hố thiên thạch cũ nào đó. Nhìn trên diện rộng, địa hình của Callisto rất đơn giản và khá bằng phẳng. Nó không hề có những dãy núi lớn, núi lửa hay những địa hình kiến tạo mà chỉ có những hố thiên thạch, những miệng thiên thạch đồng tâm cùng với những vết đứt gãy, sườn dốc và những vùng khoáng kết.
 |
| Hố thiên thạch Har và vùng nhô lên hình vòm ở chính giữa |
 |
| Hố thiên thạch đa vành Valhall |
Có thể chia bề mặt của Callisto thành nhiều vùng riêng biệt. Bao phủ rộng nhất là những vùng có rất nhiều hố thiên thạch làm lộ ra tầng quyển đá là hỗn hợp của đá và băng. Có những vùng khác ít gồ ghề hơn như khu vực 2 hố thiên thạch sáng màu Burr và Lofn, cũng như những hố thiên thạch cổ xưa đã bị bào mòn, vùng tâm của những miệng hố thiên thạch đa vành và những dải nằm xen kẽ trong vùng nhiều hố thiên thạch. Những vùng sáng màu và mịn xuất hiện dọc theo những lòng máng thuộc các vùng Valhalla và Asgard, chỉ chiếm một tỉ lệ nhỏ trong địa hình Callisto. Lúc đầu người ta cho rằng những vùng này là kết quả của những hoạt động địa chất gần đây đã tạo nên. Nhưng những bức ảnh do tàu thám hiểm Galileo chụp được khi bay ngang qua Callisto đã chỉ ra rằng chúng là kết quả của những vết đứt gãy lớn khi Callisto bị bắn phá trong quá khứ. Ngoài ra còn có những vùng nhỏ tối màu và rất mịn với diện tích chỉ khoảng 10.000 km2 được tạo ra do nham thạch của những núi lửa băng cổ (núi lửa trên những thiên thể lạnh, phun ra những chất lỏng dễ bay hơi thay vì đất đá nóng chảy).
Những hố thiên thạch của Callisto có đủ mọi kích thước, từ cỡ nhỏ khoảng 0,1 km (là giới hạn phân giải của ảnh chụp vệ tinh) cho tới trên 100 km (không tính những miệng hố thiên thạch đa vành). Những hố bé, cỡ dưới 5 km thường có đáy phẳng hoặc lõm xuống như hình cái bát. Những hố lớn hơn từ 5 đến 40 km ở tâm thường có một đỉnh núi nhỏ. Những hố lớn hơn nữa, trên 60 km thì thay vì một đỉnh núi ở giữa là một vùng nhô lên hình vòm. Đó được coi là kết quả của việc những tầng đất đá bên dưới trồi lên sau vụ va chạm. Vài hố thiên thạch lớn hơn nữa, trên 100 km và những hố thiên thạch sáng màu có cấu trúc vòm rất đặc biệt. Chúng đặc biệt nông và có thể là dạng chuyển tiếp giữa các hố thiên thạch nhỏ thông thường và những hố thiên thạch lớn đa vành, một ví dụ là miệng hố Lofn. Nhìn chung hố thiên thạch trên Callisto không sâu như những hố thiên thạch của Mặt Trăng.
Những cấu trúc bề mặt lớn nhất trên Callisto chính là những hố thiên thạch đa vành làm thành vùng lòng chảo rộng lớn. Có 2 cấu trúc như vậy đặc biệt lớn, lớn nhất là miệng hố Valhalla với vùng trung tâm sáng màu với đường kính 600 km và có những vành cách tâm tới 1.800 km. Miệng hố lớn thứ 2 là Asgard có đường kính 1.600 km. Những cấu trúc như vậy là kết quả của những vụ va chạm lớn. Sau vụ va chạm, lớp quyển đá của Callisto bị trượt đi và rung động mạnh phía trên của lớp vật chất mềm hơn hay thậm chí là một lớp chất lỏng,phiên âm là/ˌkælɨˈstoʊən/, hoặc là Callistan. Những rung động này có tính hướng tâm (hướng về tâm va chạm) đã tạo nên những dấu vết địa hình rõ rệt có dạng vành đồng tâm. Một kiểu cấu trúc khác rất đáng chú ý là những chuỗi hố thiên thạch nắm trên đường thẳng, ví dụ như dãy Gomul. Chúng có thể là kết quả của một thiên thể hay sao chổi nào đó khi bay ngang qua Sao Mộc đã bị lực hấp dẫn của nó xé ra thành nhiều mảnh, trước khi đâm vào Callisto. Một khả năng khác là một sao chổi đã đâm vào Callisto với góc rất nhỏ và tạo nên một vệt dài trên bề mặt nó. Một vụ va chạm sao chổi là ví dụ cho khả năng thứ nhất là sao chổi Shoemaker-Levy 9.
 |
| Những vết sạt lở và những vùng gò trên Callisto |
Như đã nói ở trên, những vệt băng nước tinh khiết với độ phản xạ lên tới 80% trên Callisto được bao quanh bởi những loại vật chất rất tối màu. Những bức ảnh với độ phân giải cao của tàu thám hiểm Galileo cho thấy những vệt băng này chủ yếu nằm trên vùng tương đối cao như vành các hố thiên thạch, các rặng núi và các gò đá. Những vùng thấp hơn ở xung quanh có màu tối và khá mịn. Chúng có thể kéo dài tới 5 km kể từ chân miệng hố thiên thạch và là kết quả của việc đất đá xung quanh miệng hố bị nén lún xuống.
Trong số 4 vệ tinh lớn của Sao Mộc, bề mặt Callisto là bề mặt bị xâm thực nhiều nhất. Nếu so sánh với vùng đồng bằng tối màu trên Ganymede, Callisto có vẻ ít những hố thiên thạch đường kính dưới 1 km hơn. Thay vì những hố thiên thạch nhỏ như vậy, bề mặt Callisto có rất nhiều gò và những rãnh nứt. Những gò đất là phần còn sót lại của những hố thiên thạch cổ xưa đã bị xâm thực bởi một nguyên nhân nào đó. Khả năng lớn nhất có thể là do sự thăng hoa rất chậm chạp của những chất có thể bay hơi như băng đá dưới nhiệt độ có thể ở mức 165K khi hướng về phía Mặt Trời. Sự bay hơi của những vật chất cấu tạo nên lớp đá nền đã khiến cho hố thiên thạch bị hủy hoại dần. Những phần sót lại không có cấu tạo băng bị vụn ra và sạt xuống từ thành hố thiên thạch (hiện nay vẫn quan sát được hiện tượng này). Thỉnh thoảng thành của các hố thiên thạch bị những cấu trúc giống như thung lũng cắt vào, tạo thành các rãnh giống như những cấu trúc trên Sao Hỏa. Theo giả thuyết nói trên, người ta cho rằng những vùng tối nằm dưới thấp được phủ bởi những vật chất không có cấu tạo băng bị rã ra từ thành hố thiên thạch.
Tuổi của những cấu trúc trên bề mặt Callisto được xác định thông qua mật độ những vụ va chạm thiên thạch đã làm nên chúng. Bề mặt của một thiên thể được hình thành càng sớm thì mật độ hố thiên thạch càng dày đặc. Vùng dày đặc hố thiên thạch của Callisto có thể đã hình thành cách đây 4,5 tỉ năm, ngay từ những thời điểm ban đầu hình thành hệ Mặt Trời. Những cấu trúc đa vành và các hố thiên thạch khác được ước đoán từ 1 tới 4 tỉ năm.
Khí quyển và tầng điện ly
 |
| Từ trường quanh Callisto |
Bầu khí quyển của Callisto rất mỏng và được cấu tạo từ CO2. Đây là kết quả của máy quang phổ cận hồng ngoại của tàu Galileo khi quan sát được vạch hấp thụ ở bước sóng 4.2 µm. Áp suất khí quyển là 7,5 × 10−12 bar và mật độ phân tử thấp chỉ có 4 × 108 cm−3. Nếu như không có nguồn thay thế, lượng khí quyển rất nhỏ này sẽ nhanh chóng bị phát tán ra vũ trụ chỉ trong 4 ngày. Quá trình thăng hoa chậm chạp của các băng CO2 có thể chính là nguồn duy trì sự tồn tại của lớp khí quyển này.
Tầng điện li của Callisto được phát hiện cũng bởi tàu Galileo. Mật độ hạt điện trong tầng này là 7–17 × 104 cm−3 khá lớn không tương thích với bầu khí quyển toàn CO2 của Callisto. Người ta nghi ngờ rằng tầng điện li của Callisto có thể chủ yếu cấu thành từ O2 với tỉ lệ lớn gấp 10 đến 100 lần CO2. Mặc dù vậy, vẫn chưa phát hiện được oxy trong khí quyển của Callisto. Những quan sát từ kính viễn vọng Hubble đã cung cấp một cận trên cho mật độ của oxy trong khí quyển Callisto, phù hợp với với những tính toán về tầng điện ly đã nói ở trên. Bên cạnh đó Hubble còn phát hiện được một số khu vực tập trung oxy trên bề mặt Callisto.
(Còn nữa…)
Theo Wikipedia
Bình luận