Callisto (lune)
Modèle:En-tête label Modèle:Voir homonymes Modèle:Infobox Satellite naturel Callisto, ou Jupiter IV, est un satellite naturel de la planète Jupiter, découvert en 1610 par Galilée. Callisto est la troisième plus grande lune dans le Système solaire et la deuxième du système jovien, après Ganymède. C'est également la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter et la seule à ne pas être en résonance orbitale. Callisto se serait formée par accrétion du disque de gaz qui entourait Jupiter après sa formation.
Elle est composée approximativement à parts égales de roche et de glaces. En raison de l'absence d'échauffement dû aux forces de marées, la lune ne serait que partiellement différenciée. Des recherches menées à l'aide de la sonde Galileo révèlent que Callisto pourrait posséder un petit noyau composé de silicates, ainsi qu'un océan d'eau liquide à plus de Modèle:Unité sous la surface de la lune. Ce dernier serait susceptible d'accueillir une vie extraterrestre.
La surface de Callisto est très cratérisée, extrêmement vieille et ne présente pas de trace d'activité tectonique. Elle est beaucoup moins affectée par la magnétosphère de Jupiter que celles des autres satellites galiléens car elle est plus éloignée de la planète. Elle est entourée par une atmosphère très ténue composée notamment de dioxyde de carbone et probablement d'oxygène moléculaire, ainsi que par une ionosphère intense.
Plusieurs sondes spatiales, de Pioneer 10 et 11 à Galileo et Cassini-Hugens étudient la lune aux {{#switch: XXI
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}}. Callisto est parfois considérée comme le corps le plus adapté à l'installation d'une base humaine pour l'exploration du système jovien.
Découverte
Callisto est découverte par Galilée en janvier 1610, à la même époque que les trois autres grandes lunes de Jupiter, Ganymède, Io et Europe<ref name="Galilei">Galilei, G. ; Sidereus Nuncius (Modèle:Date)</ref>. Cependant, il est possible que Gan De, un astronome chinois, l'ait observée en 362 av. J.-C<ref name="Xi1981">Modèle:Article astronomique</ref>. Callisto doit son nom à Callisto, une des nombreuses conquêtes de Zeus dans la mythologie grecque. Ce nom est proposé par Simon Marius peu après la découverte d'après une suggestion de Johannes Kepler<ref>Marius, S. ; Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici (1614)</ref>,<ref name="Galileo">Modèle:Lien web</ref>.
Cependant, la désignation en chiffres romains introduite par Galilée est utilisée jusqu'au milieu du Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle aux dépens des noms des lunes galiléennes issus de la mythologie. Selon cette désignation, Callisto est ainsi appelée Modèle:Nobr, car elle est pendant plusieurs siècles le quatrième satellite connu par ordre d'éloignement à Jupiter, jusqu'à la découverte d'Amalthée en 1892<ref name="Barnard1892">Modèle:Article</ref>,<ref name="Barton1964">Modèle:Article.</ref>.
Orbite et rotation
Callisto est la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter. Elle tourne autour de la planète à une distance de Modèle:Unité (26,3 fois le rayon de Jupiter)<ref name=orbit>Modèle:Lien web</ref>. Le rayon de son orbite est beaucoup plus grand que celui de la seconde lune la plus externe, Ganymède dont le rayon de l'orbite est Modèle:Unité. Callisto étant beaucoup plus éloignée que les trois autres lunes, elle n'est pas en résonance orbitale avec elles et ne l'a probablement jamais été<ref name=Musotto2002>Modèle:Article</ref>.
Comme bon nombre de lunes planétaires, Callisto est en rotation synchrone autour de Jupiter<ref name="Anderson 2001"/>. La longueur du jour, identique à sa période orbitale, est d'environ 16,7 jours terrestres. Son orbite est légèrement excentrique et inclinée vers l'équateur jovien. Ses excentricité et inclinaison orbitale sont presque périodiques (à l'échelle de plusieurs siècles) en raison des perturbations gravitationnelles du Soleil et de Jupiter. L'amplitude des variations est respectivement de 0,0072 - 0,0076 et 0,20 - 0,6°<ref name=Musotto2002/>. Ces variations orbitales sont à l'origine de modifications de l'inclinaison de son axe (l'angle entre l'axe de rotation et le plan orbital) d'amplitudes comprises entre 0,4 et 1,6°<ref name=Bills2005>Modèle:Article</ref>.
En raison de son éloignement de Jupiter, la lune n'a jamais été significativement chauffée par les forces de marée, ce qui a des conséquences importantes sur sa structure interne et son évolution<ref name=Freeman2006/>. De même, le flux de particules chargées issues de la magnétosphère de Jupiter est relativement faible à la surface de Callisto : il est 300 fois inférieur à celui reçu par la surface d'Europe. À l'inverse des trois autres lunes galiléennes, l'irradiation par des particules chargées n'a eu que peu d'effet sur la surface de Callisto<ref name=Cooper2001>Modèle:Article</ref>.
Caractéristiques physiques
Composition
La masse volumique moyenne de Callisto, Modèle:Unité<ref name="Anderson 2001"/>, suggère que la lune est composée de roches et de glace d'eau en proportions à peu près égales, avec en plus quelques composés volatils gelés tels que l'ammoniac<ref name=Kuskov2005>Modèle:Article</ref>. La fraction massique de glace est comprise entre 49 et 55 %<ref name=Kuskov2005/>,<ref name="Spohn 2003"/>. La composition exacte des roches de Callisto est inconnue, mais elle est probablement proche de la composition des chondrites ordinaires de type L/LL, qui sont caractérisées par une plus faible proportion totale de fer et de fer sous forme métallique, mais davantage d'oxyde de fer que dans les chondrites de type H. Le rapport massique fer/silicium est compris entre 0,9 et 1,3 sur Callisto contre environ 1,8 pour le Soleil<ref name=Kuskov2005/>.
La surface de Callisto a un albédo d'environ 20 %<ref name=Moore2004/>. La composition de sa surface serait représentative de sa composition globale. Des travaux spectroscopiques menés dans l'infrarouge proche ont montré la présence de raies d'absorption dues à la glace d'eau aux longueurs d'onde de 1,0 ; 1,25 ; 1,5 ; 2,0 et Modèle:Unité<ref name=Moore2004/>. La glace d'eau semble avoir une répartition isotropique à la surface dont elle composerait entre 25 et 50 % en masse<ref name=Showman1999>Modèle:Article</ref>. L'analyse des spectres de haute résolution dans l'infrarouge proche et l'ultraviolet pris par Galileo et depuis la Terre ont permis d'identifier d'autres matériaux que la glace, tels des silicates hydratés de fer et de magnésium<ref name=Moore2004/>, du dioxyde de carbone<ref name=Brown2003/>, du dioxyde de soufre<ref name=Noll1996>Modèle:Lien web</ref> et peut-être de l'ammoniac et d'autres composés organiques<ref name=Showman1999/>,<ref name=Moore2004/>. Les données spectrales indiquent que la surface est extrêmement hétérogène à petite échelle. De petites taches brillantes composées de glace d'eau pure sont mêlées à des taches d'un mélange roche-glace et de grandes zones sombres de matériaux non glacés<ref name=Moore2004/>,<ref name="Greeley 2000"/>.
La surface de Callisto est asymétrique : l'hémisphère avant (celui en regard de la direction du mouvement orbital)<ref name=stub2>L'hémisphère avant est celui en regard de la direction du mouvement orbital, l'hémisphère arrière est celui dans la direction opposée.</ref> est plus sombre que l'hémisphère arrière. Les autres lunes galiléennes présentent la situation inverse<ref name=Moore2004/>. L'hémisphère arrière de Callisto est enrichi en dioxyde de carbone, tandis que l'hémisphère avant a plus de dioxyde de soufre<ref name=Hibbitts1998>Modèle:Lien web</ref>. De nombreux cratères d'impact jeunes comme Lofn ont une plus forte concentration en dioxyde de carbone en leur sein ou à leur proximité<ref name=Hibbitts1998/>. Selon Greeley & al, la composition chimique de la surface pourrait être globalement proche de celle des astéroïdes de type D<ref name="Greeley 2000"/>, dont la surface est constituée de matériaux carbonés.
Structure interne
Callisto est recouverte d'une lithosphère glacée d'une épaisseur comprise entre 80 et Modèle:Unité<ref name="Spohn 2003"/>,<ref name=Kuskov2005/>. Un océan salé pourrait être situé sous la croûte<ref name="Spohn 2003"/>,<ref name=Kuskov2005/>, comme semblent l'indiquer des études sur le champ magnétique autour de Jupiter et de ses lunes<ref name="Khurana 2000">Modèle:Article</ref>,<ref name="Zimmer 2000">Modèle:Article</ref>. Callisto se comporte comme une sphère parfaitement conductrice dans le champ magnétique de Jupiter ; en d'autres termes, le champ ne pénètre pas à l'intérieur de la lune, ce qui suggère que Callisto aurait en son sein un fluide très conducteur dont l'épaisseur minimale serait de Modèle:Unité<ref name="Zimmer 2000"/>. La probabilité d'existence d'un océan est renforcée si l'eau contient une petite quantité d'ammoniac ou d'un autre composé antigel, dans une proportion massique inférieure ou égale à 5 %<ref name="Spohn 2003">Modèle:Article</ref>. Dans ce cas, l'océan pourrait avoir une épaisseur allant jusqu'à Modèle:Unité<ref name=Kuskov2005/>. Si Callisto s'avérait dépourvue d'océan, sa lithosphère pourrait être plus épaisse qu'aujourd'hui envisagé et mesurer jusqu'à Modèle:Unité.
En dessous de la lithosphère et de l'océan, l'intérieur de Callisto ne serait ni très homogène, ni complètement hétérogène. Les données obtenues grâce à Galileo<ref name="Anderson 2001"/>, en particulier le moment d'inertie adimensionnel<ref name="moment d'inertie">Le moment d'inertie adimensionnel est I/(mr²), ou I est le moment d'inertie, m la masse et r le rayon maximal. Il est de 0,4 pour un corps sphérique homogène, mais inférieur à 0,4 pour un corps sphérique dans lequel la densité augmente avec la profondeur.</ref>, 0,3549 ± 0,0042 calculé lors de survols proches, suggèrent que l'intérieur est composé de roches et de glaces comprimées. La proportion de roches augmenterait avec la profondeur en raison d'une séparation partielle de ses composants due à leur densité différente. En d'autres termes, Callisto est seulement partiellement différenciée. Sa densité et son moment d'inertie sont compatibles avec l'existence d'un petit cœur de silicates au centre du satellite. Le rayon d'un tel cœur est inférieur à Modèle:Unité, et sa densité comprise entre 3,1 et Modèle:Unité<ref name="Anderson 2001"/>,<ref name=Kuskov2005/>.
Surface
La surface ancienne de Callisto est une des plus fortement cratérisées du Système solaire<ref name="Zahnle 1998">Modèle:Article</ref>. En fait, sa densité de cratères d'impact est proche de la saturation : tout nouveau cratère aura tendance à faire disparaître un ancien. À grande échelle, la géologie est relativement simple : la planète ne possède pas de montagne, de volcan ou d'autre caractéristique géologique d'origine tectonique endogène<ref name="Bender 1997">Modèle:Lien web</ref>. Les cratères d'impact et les structures multi-annulaires, associées aux fractures, escarpements de failles et dépôts, sont les seules grandes caractéristiques géologiques à être présentes sur la surface<ref name="Greeley 2000"/>,<ref name="Bender 1997"/>.
La surface de Callisto peut être divisée en différentes zones géologiques : plaines cratérisées, plaines claires, plaines lisses d'apparence brillante et différentes unités associées aux structures multi-annulaires et aux cratères d'impact<ref name="Bender 1997"/>,<ref name="Greeley 2000">Modèle:Article</ref>. Les plaines cratérisées constituent la plus grande partie de la surface de la lune et représentent l'ancienne lithosphère, un mélange de glace et de matériaux rocheux. Les plaines claires incluent les cratères d'impact brillants comme Burr et Lofn, ainsi que les restes effacés de vieux cratères appelés palimpsestes<ref>Dans le cas des satellites glacées, les palimsestes sont définis comme des caractéristiques géologiques brillantes et circulaires, sans doute de vieux cratères d'impact (Greeley et al., 2000)</ref>, les parties centrales des structures multi-annulaires, et des taches isolées dans les plaines cratérisées<ref name="Greeley 2000"/>. Ces plaines claires seraient des dépôts glacés d'impact. Les plaines lisses d'apparence brillante constituent une faible fraction de la surface de Callisto et sont présentes dans les zones de crêtes et de fractures des cratères Valhalla et Asgard et parfois dans les plaines cratérisées. Les scientifiques pensaient qu'elles étaient liées à l'activité endogène, mais des images à haute résolution de la sonde Galileo ont montré que ces plaines lisses d'apparence brillante étaient liées au terrain très fracturé et rugueux et ne présentent pas de signes de resurfaçage<ref name="Greeley 2000"/>. Les images de Galileo ont révélé de petites zones lisses et sombres d'une surface totale inférieure à Modèle:Unité. Il s'agirait peut-être de dépôts cryovolcaniques<ref name="Greeley 2000"/>. Les plaines claires et les plaines lisses sont plus jeunes et moins cratérisées que l'arrière-plan des plaines cratérisées<ref name="Greeley 2000"/>,<ref name="Wagner 2001">Modèle:Lien conférence</ref>.
Le diamètre des cratères d'impact observés sur Callisto est compris entre Modèle:Unité, la limite de résolution des images, et plus de Modèle:Unité, sans compter les structures multi-annulaires<ref name="Greeley 2000"/>. Les petits cratères, dont le diamètre est inférieur à Modèle:Unité, sont de simples dépressions en forme de bol, ou à fond plat. Ceux d'un diamètre compris entre 5 et Modèle:Unité présentent en général un piton central. De plus grands cratères (diamètre entre 25 et Modèle:Unité), tel le cratère Tindr, ont des dépressions centrales en lieu et place des pitons<ref name="Greeley 2000"/>. De grands cratères dont le diamètre est supérieur à Modèle:Unité, tels Doh et Hár, peuvent avoir des dômes centraux qui seraient dus à un soulèvement tectonique après un impact<ref name="Greeley 2000"/>. Un petit nombre de très grands cratères brillants dont le diamètre est supérieur à Modèle:Unité présentent des structures en dômes anormales. Ils ont en général une faible hauteur et pourraient être des structures géomorphologiques transitionnelles vers les structures multi-annulaires, comme le cratère Lofn<ref name="Greeley 2000"/>. Les cratères de Callisto sont en général moins profonds que ceux de la Lune.
Les plus grandes structures d'impact à la surface de Callisto sont des bassins multi-annulaires<ref name="Bender 1997"/>,<ref name="Greeley 2000"/>, parmi lesquels deux ont une taille hors du commun. Le cratère Valhalla est le plus grand, avec une région centrale brillante d'un diamètre de Modèle:Unité, et des anneaux s'étendant jusqu'à Modèle:Unité du centre (voir figure)<ref name="Map 2002">Modèle:Lien web</ref>. Le second par la taille est Asgard dont le diamètre est de Modèle:Unité<ref name="Map 2002"/>. Ces structures multi-annulaires sont probablement le résultat d'une fracturation concentrique de la lithosphère après l'impact. Cette lithosphère devait reposer sur une couche de matériaux ductiles voire liquides, peut-être un océan<ref name=Klemaszewski2001>Modèle:Lien web</ref>. Les catenae, par exemple, la catena Gomul, sont de longues chaînes de cratères d'impact alignés à la surface de Callisto. Ils sont probablement dus à des objets qui furent disloqués par les forces de marée lors d'un passage à proximité de Jupiter et qui se sont ensuite écrasés sur Callisto, ou par des impacts très obliques<ref name="Greeley 2000"/>. La comète Shoemaker-Levy 9 est un exemple d'un tel corps cassé en plusieurs morceaux par Jupiter.
Comme mentionné auparavant, de petites taches de glace pure d'albédo jusqu'à 80 % ont été trouvées sur la surface de Callisto ; elles sont entourées de parties plus sombres<ref name=Moore2004/>. Des images à haute résolution prises par Galileo montrent que les taches brillantes sont principalement situées sur des zones élevées : les bordures surélevées des cratères, les escarpements de faille, les crêtes et les aspérités et knobs. Ce sont probablement de minces dépôts de givre. Les matériaux sombres sont habituellement situés dans les zones basses entourant les parties brillantes et seraient plutôt plats. Ils forment souvent des taches allant jusqu'à Modèle:Unité à travers le fond des cratères et dans les dépressions entre les cratères<ref name=Moore2004/>.
À l'échelle du kilomètre, la surface de Callisto est plus dégradée que les surfaces des autres lunes galiléennes<ref name=Moore2004/>. Elle présente un déficit de petits cratères d'impact dont le diamètre est inférieur à Modèle:Unité en comparaison des plaines sombres de Ganymède<ref name="Greeley 2000"/>. Au lieu de petits cratères, la surface de Callisto présente à peu près partout des petites aspérités et des dépressions<ref name=Moore2004/>. Les aspérités seraient les restes des bordures surélevées des cratères qui auraient été cassées par un processus encore inconnu<ref name=Moore1999>Modèle:Article</ref>. Le processus le plus probable est la lente sublimation de la glace, qui se produit à une température allant jusqu'à Modèle:Unité, atteint dans les régions de Callisto où le soleil est au zénith<ref name=Moore2004/>. Ce processus de sublimation de l'eau ou d'autres composés volatils gelés est à l'origine de la décomposition de la neige sale (la roche mère) dont ils sont issus. Les matériaux non glacés forment des avalanches de débris qui descendent les pentes des murs du cratère<ref name=Moore1999/>. De telles avalanches sont régulièrement observées près ou dans les cratères d'impact et sont appelées "debris aprons"<ref name=Moore2004/>,<ref name=Moore1999/>,<ref name="Greeley 2000"/>. De temps en temps, les murs des cratères sont coupés pas des incisions sinueuses ressemblant à des vallées et appelées 'gullies', qui ressemblent à certaines surfaces observées sur Mars<ref name=Moore2004/>. Si l'hypothèse de sublimation est confirmée, les matériaux sombres dans les faibles hauteurs sont une pellicule de débris principalement non glacés, qui sont dus aux bordures surélevées des cratères qui se sont dégradées et qui ont recouvert une roche mère principalement glacée.
Les âges relatifs des différentes régions de Callisto peuvent être déterminés à partir de la densité de cratères d'impact qu'elles comportent. Plus la surface est vieille, plus le nombre de cratères qu'elle comporte est élevé<ref name=Chapman1997>Modèle:Lien web</ref>. Aucune datation absolue n'a été menée, mais en se fondant sur ces considérations théoriques, l'âge des plaines cratérisées a été estimé à environ 4,5 milliards d'années, soit à peu près l'époque de la formation du Système solaire. L'âge des structures multi-annulaires et des cratères d'impact dépendent des taux de cratérisation de la surface étudiée et leur âge est estimé par différents auteurs entre 1 et 4 milliards d'années<ref name="Zahnle 1998"/>,<ref name="Greeley 2000"/>.
Atmosphère et ionosphère
Callisto a une atmosphère ténue, composée principalement de dioxyde de carbone<ref name="Carlson 1999">Modèle:Article</ref>. Elle a été découverte grâce au spectromètre Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) de la sonde Galileo : les chercheurs ont identifié la raie d'absorption à Modèle:Unité du Modèle:Formule chimique. La pression à sa surface est estimée à Modèle:Unité et la densité de particules à Modèle:Unité. L'atmosphère est probablement alimentée en permanence car une atmosphère si ténue disparaîtrait en quelques jours dans le cas contraire. Elle pourrait être alimentée par la lente sublimation de glace de dioxyde de carbone de la croûte glacée du satellite<ref name="Carlson 1999"/>, processus qui serait compatible avec l'hypothèse de formation des petites aspérités brillantes de la surface par sublimation.
L'ionosphère de Callisto a été détectée pour la première fois durant un des fly-bys (survols) de la sonde Galileo<ref name="Kliore 2002">Modèle:Article</ref>; cette ionosphère présente une densité élevée d'électrons (Modèle:Unité) qui ne peut être expliquée par le seul processus de photoionisation du dioxyde de carbone atmosphérique. Ainsi, l'atmosphère de Callisto pourrait être principalement composée d'oxygène moléculaire, qui serait en quantité dix à cent fois plus importante que le Modèle:Formule chimique<ref name="Liang 2005">Modèle:Article</ref>. Cependant, il n'existe pas de preuve directe de la présence d'oxygène dans l'atmosphère de Callisto. Les observations menées avec le télescope spatial Hubble (HST) ont permis d'établir une limite supérieure à la concentration d'oxygène dans l'atmosphère, basée sur l'absence de détection de l'élément par Hubble, qui est compatible avec les mesures de l'ionosphère de la lune<ref name="Strobel2002">Modèle:Article</ref>. Dans le même temps, Hubble a détecté de l'oxygène condensé piégé à la surface de Callisto<ref name=Spencer2002>Modèle:Article</ref>.
Origine et évolution
La différenciation partielle de Callisto, c'est-à-dire la séparation partielle des différents matériaux en fonction de leur densité qui est déduite des mesures du moment d'inertie, indique que la lune n'a jamais été suffisamment chauffée pour faire fondre sa glace<ref name="Spohn 2003"/>. Par conséquent, le modèle le plus probable de formation est une lente accrétion dans la sous-nébuleuse de faible densité de Jupiter (un disque de gaz et de poussière situé autour de Jupiter après sa formation)<ref name="Canup2002"/>. Une telle phase d'accrétion permettrait aux phénomènes de refroidissement de contenir l'augmentation de chaleur causée par les impacts, la radioactivité et la compression, empêchant ainsi la fusion des matériaux et une différenciation rapide<ref name="Canup2002">Modèle:Article</ref>. La formation de Callisto aurait duré entre 0,1 et 10 millions d'années<ref name=Canup2002/>.
L'évolution ultérieure de Callisto après la phase d'accrétion fut marquée par les phénomènes d'échauffement dû à la radioactivité, de refroidissement par conduction thermique près de la surface et de convection à l'état solide ou sub-solidus à l'intérieur<ref name=Freeman2006>Modèle:Article</ref>. La convection à l'état subsolidus dans la glace est la principale inconnue dans les modèles pour les lunes glacées. Ce phénomène apparaîtrait lorsque la température est suffisamment proche du point de fusion, en raison de la dépendance à la température de la viscosité de la glace<ref name=McKinnon2006/>. La convection à l'état subsolidus dans les corps glacés est un processus lent avec des mouvements de glace de l'ordre de Modèle:Unité, mais c'est néanmoins un processus de refroidissement très significatif sur de longues échelles de temps (échelles géologiques)<ref name=McKinnon2006>Modèle:Article</ref>. Le phénomène à l'œuvre serait un régime du Modèle:Langue, où la couche externe froide et rigide de la lune évacue la chaleur sans convection, tandis que des processus convectifs se produisent dans la glace en dessous à l'état subsolidus. Pour Callisto, la couche externe conductrice correspond à la lithosphère froide et rigide dont l'épaisseur est d'une centaine de kilomètres. Sa présence expliquerait l'absence, à la surface de Callisto, de signes d'activité endogène<ref name=McKinnon2006/>,<ref name=Nagel2004/>. La couche de glace dans laquelle se produit la convection pourrait être constituée de plusieurs sous-couches, car sous les fortes pressions qui y ont vigueur, la glace d'eau existe sous différentes formes cristallines, de la glace I à la surface à la glace VII au centre<ref name=Freeman2006/>. Le processus de convection subsolidus à l'intérieur de Callisto pourrait avoir empêché (s'il a débuté tôt dans l'histoire de la lune) la fusion de la glace à grande échelle et la différenciation qui aurait dans le cas contraire formé un grand noyau rocheux et un manteau glacé. En raison du processus convectif, une séparation et différenciation lente et partielle des roches et des glaces à l'intérieur de Callisto s'est cependant déroulée à l'échelle du milliard d'années et pourrait se poursuivre de nos jours<ref name=Nagel2004>Modèle:Article</ref>.
Selon les théories actuelles sur l'évolution de Callisto, la lune aurait en son sein une couche, un océan d'eau liquide. Son existence serait liée au comportement particulier de la température de fusion de la forme cristalline I de la glace ; cette température diminue avec la pression, jusqu'à atteindre Modèle:Unité (soit environ -22° C) à Modèle:Unité<ref name="Spohn 2003"/>. Dans tous les modèles réalistes de Callisto, la température de la couche entre 100 et Modèle:Unité de profondeur est très proche ou légèrement supérieure à cette température de fusion inhabituelle<ref name=Freeman2006/>,<ref name=McKinnon2006/>,<ref name=Nagel2004/>. La présence, même en faible quantité d'ammoniac (environ 1 ou 2 % en masse) garantirait pratiquement l'existence d'une phase liquide car la température de fusion du mélange serait encore plus basse<ref name="Spohn 2003"/>.
Bien que la composition globale de Callisto soit très similaire à celle Ganymède, elle aurait eu une histoire géologique beaucoup plus simple. La surface se serait principalement formée sous l'influence d'impacts et d'autres phénomènes exogènes<ref name="Greeley 2000"/>. À la différence de sa voisine Ganymède dont le terrain est parcouru de sillons pouvant atteindre plusieurs centaines de kilomètres de long, il existe peu de preuves d'activité tectonique sur Callisto<ref name=Showman1999/>. L'histoire géologique relativement simple de Callisto permet aux planétologues d'utiliser la lune comme référence lors de l'étude d'objets plus complexes<ref name=Showman1999/>.
Toponymie
Les formations géologiques remarquables de Callisto ont été baptisées d'après la mythologie scandinave. Ainsi, les deux plus grands cratères du satellites sont Valhalla et Asgard, nommés respectivement d'après le paradis des guerriers tombés au combat et le lieu de résidence des dieux<ref name="NomenclatureCallisto">Modèle:Lien web.</ref>,<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
Présence de vie dans les océans
Comme pour Europe et Ganymède, certains scientifiques ont émis l'hypothèse que des formes de vie microbiennes extraterrestres puissent exister dans un hypothétique océan salé sous la surface de Callisto<ref name=Lipps2004>Modèle:Article.</ref>. Cependant, les conditions seraient beaucoup moins favorables à l'apparition de la vie sur Callisto que sur Europe, en raison de l'absence possible de contact entre l'océan et le noyau rocheux (qui empêcherait la présence de monts hydrothermaux et au plus faible flux de chaleur se dissipant des couches internes de Callisto<ref name=Lipps2004/>. Le chercheur Torrence Johnson a déclaré à propos de la probabilité d'existence de la vie sur Callisto comparée à celle sur les autres lunes galiléennes :
En se basant sur les considérations déjà évoquées et sur d'autres travaux scientifiques, Europe serait la lune galiléenne ayant le plus de chance d'abriter des formes de vies microbiennes<ref name=Lipps2004/>,<ref name=François2005>Modèle:Article.</ref>.
Exploration
Les sondes Pioneer 10 et Pioneer 11 qui passent à proximité de Jupiter dans les années 1970 n'apportent que peu de nouvelles informations sur Callisto par rapport aux observations faites depuis la Terre<ref name=Moore2004>Modèle:Ouvrage</ref>. La vraie percée correspond aux survols de Voyager 1 et 2 en 1979-1980. Elles photographient plus de la moitié de la surface de Callisto avec une résolution de Modèle:Unité et mesurent précisément sa température, sa masse et sa forme<ref name=Moore2004/>.
Il faut cependant attendre la sonde d'exploration jovienne Galileo pour que de nouvelles découvertes soient effectuées. De 1994 à 2003, Galileo survola huit fois Callisto. Lors de son dernier passage en 2001, durant l'orbite C30, elle passe à seulement Modèle:Unité de la surface. Elle termine de photographier l'ensemble de la surface de Callisto et prend des photos de certaines parties de Callisto avec une résolution pouvant atteindre Modèle:Unité<ref name="Greeley 2000" />.
En 2000, la sonde Cassini-Huygens durant son trajet vers Saturne, établit des spectres infrarouge haute résolution des lunes galiléennes, parmi lesquelles Callisto<ref name="Brown2003">Modèle:Article</ref>. En février-mars 2007, la sonde New Horizons, dont la destination est Pluton, fait de nouveaux images et spectres de Callisto<ref name="Morring2007">Modèle:Article</ref>.
En 2003, la NASA mena une étude théorique appelée Modèle:Langue (HOPE, « Exploration humaine des planètes externes ») sur l'exploration humaine du Système solaire externe. L'étude s'intéresse plus particulièrement à Callisto<ref name="HOPE">Modèle:Lien web</ref>. Il est alors suggéré de construire une base à la surface de Callisto qui produirait du combustible afin de mener l'exploration ultérieure du reste du Système solaire<ref name="CallistoBase">Modèle:Lien web</ref>. Le choix se porte sur Callisto en raison des faibles radiations qu'elle subit et de sa stabilité géologique. Une base permettrait d'explorer par la suite Europe et pourrait servir de station-service jovienne pour des vaisseaux allant explorer les régions plus externes du Système solaire<ref name="HOPE" />. Ces vaisseaux effectueraient un survol à faible altitude de Jupiter après avoir quitté Callisto afin d'utiliser l'assistance gravitationnelle de cette planète pour se propulser<ref name="HOPE" />.
Annexes
Articles connexes
Source
Notes et références
Liens externes
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