"칼리스토 (위성)"의 두 판 사이의 차이

잔글
천체 정보상자 변수 정리 using AWB
태그: m 모바일 웹
잔글 (천체 정보상자 변수 정리 using AWB)
| 다른 이름 = 목성 IV
| 모행성 = [[목성]]
| 궤도 장반경긴반지름 = 1,882,700 [[킬로미터|km]]<ref name=orbit/>
| 근점 = 1,869,000 km{{#tag:ref|궤도 근점은 궤도 긴반지름(''a'')과 궤도 이심률(''e'')로부터 파생된다: {{수학|''a''(1−''e'')}}|group=내용주}}
| 원점 = 1,897,000 km{{#tag:ref|궤도 원점은 궤도 긴반지름(''a'')과 궤도 이심률(''e'')로부터 파생된다: {{수학|''a''(1+''e'')}}|group=내용주}}
| 공전 주기 = 16.689 018 4 일
| 공전 속도 = 8.204 km/s
칼리스토의 평균 [[밀도]](1.83&nbsp;g/cm<sup>3</sup>)<ref name="Anderson 2001"/> 수치는 칼리스토가 거의 동일한 양의 [[암석]]과 [[얼음]], 그리고 [[암모니아]]와 같은 휘발성 얼음으로 이루어졌음을 시사한다.<ref name=Kuskov2005>{{저널 인용|성=Kuskov |이름=O.L. |저자2=Kronrod, V.A. |제목=Internal structure of Europa and Callisto |날짜=2005 |권=177 |호=2 |쪽=550&ndash;369 |doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014 |bibcode=2005Icar..177..550K |저널=Icarus}}</ref> 얼음의 구성 비율은 약 49~55%이다.<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/> 칼리스토에 존재하는 암석의 정확한 구성 성분은 아직 알려지지 않았지만, [[H 콘드라이트]]보다 철이나 금속성 철의 함유량이 적고 [[산화 철]]의 함유량이 높은 L/LL형 [[보통 콘드라이트]]와 유사하리라고 추측된다. 칼리스토에서의 철과 [[규소]] 간의 무게 비율은 0.9~1.3이다. 참고로, [[태양]]의 경우 약 1:8 정도이다.<ref name=Kuskov2005/>
 
칼리스토 표면의 [[반사율]]은 약 20%이고,<ref name=Moore2004/> 칼리스토 표면의 구성 성분은 위성 전체의 성분과 비슷하리라고 여겨진다. 또한 근적외선 [[분광학]]을 통해 얼음의 [[흡수선]]을 1.04, 1.25, 2.0, 3.0 [[마이크로미터|µm]] 대역에서 찾아냈고,<ref name=Moore2004/> 얼음은 칼리스토의 표면의 질량의 약 25~50% 가량을 차지하고 있으며, 칼리스토 표면에서 얼음은 매우 흔해 보인다.<ref name=Showman1999>{{저널 인용|성=Showman |이름=Adam P. |저자2=Malhotra, Renu |제목=The Galilean Satellites |날짜=1999 |저널=Science |권=286 |호=5437 |쪽=77&ndash;84 |doi=10.1126/science.286.5437.77 |url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf |형식=PDF |pmid=10506564}}</ref> [[갈릴레오 (우주선)|갈릴레오]] 탐사선과 지상에서의 고해상도 [[근적외선]] 및 [[자외선]] [[스펙트럼]] 분석을 통해 얼음이 아닌 다양한 물질들([[마그네슘]]과 [[철]])과 [[철]]과 관련된 수화 [[규소]],<ref name=Moore2004/> [[이산화 탄소]],<ref name=Brown2003/> [[이산화 황]]을 발견했고,<ref name=Noll1996>{{웹 인용|성=Noll |이름=K.S. |제목=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope |날짜=1996 |출판사=Lunar and Planetary Science XXXI |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF |쪽=1852 |형식=PDF}}</ref> [[암모니아]]나 [[유기 화합물]]도 존재할 수도 있다고 추측된다.<ref name=Showman1999Moore2004/><ref name=Moore2004Showman1999/> 스펙트럼 자료는 칼리스토의 표면이 작은 규모에서는 매우 다양한 성분으로 이루어져 있음을 나타낸다. 작고 밝은, 얼음으로 이루어진 부분은 돌과 얼음의 혼합물과 섞여 있고, 뻗어 있는 어두운 영역은 얼음이 아닌 물질로 이루어져 있다.<ref name="Greeley 2000"Moore2004/><ref name=Moore2004"Greeley 2000"/>
 
칼리스토의 표면은 불규칙하다. 순행 반구{{#tag:ref|순행 반구(leading hemisphere)는 궤도 운동 방향으로 향하는 반구를 말한다.|group=내용주}}는 역행 반구{{#tag:ref|역행 반구(trailing hemisphere)란 궤도 운동 역방향을 향한 반구를 말한다.|group=내용주}}보다 더 어두우며, 이는 다른 [[갈릴레이 위성]]들과는 반대이다.<ref name=Moore2004/> 칼리스토의 역행 반구는 [[이산화 탄소]]가 풍부한 것으로 보이며, 순행 반구는 [[이산화 황]]이 더 많으리라고 추측된다.<ref name=Hibbitts1998>{{웹 인용|성=Hibbitts |이름=C.A. |저자2=McCord, T. B. |저자3=Hansen, G.B. |제목=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto |날짜=1998 |출판사=Lunar and Planetary Science XXXI |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf |쪽=1908 |형식=PDF}}</ref> [[로픈 (충돌구)|로픈]]과 같은 새로운 [[충돌구]]들 또한 이산화 탄소가 풍부하다고 보여진다.<ref name=Hibbitts1998/> 표면의 전체적인 화학 성분은 (특히 어두운 부분은) [[D형 소행성]]과 비슷할 수도 있다고 여겨진다.<ref name="Greeley 2000"/>
칼리스토의 거친 표면은 약 80~150&nbsp;km 두께의 차갑고, 경직되어 있으며, 얼어붙은 [[암권]] 위에 있다.<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/> 또한, 목성과 그 주변 위성들의 [[자기장]]을 연구한 결과로서, 칼리스토에 50~200&nbsp;km 깊이의 염분이 포함된 바다가 [[지각]] 밑에 존재할 것으로 추측된다.<ref name=Kuskov2005/><ref name="Spohn 2003"/><ref name="Khurana 2000">{{저널 인용|성=Khurana |이름=K. K. |제목=Induced magnetic fields as edence for subsurface oceans in Europa and Callisto| journal=Nature |날짜=1998 |권=395 |쪽=777&ndash;780 |doi=10.1038/27394| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf |형식=PDF |pmid=9796812 |호=6704 |bibcode=1998Natur.395..777K |성2=Kivelson |이름2=M. G. |성3=Stevenson |이름3=D. J. |성4=Schubert |이름4=G. |성5=Russell |이름5=C. T. |성6=Walker |이름6=R. J. |성7=Polanskey |이름7=C.}}</ref><ref name="Zimmer 2000">{{저널 인용|성=Zivimmer |이름=C. |저자2=Khurana, K. K. |성3=Kivelson |이름3=Margaret G. |제목=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations |저널=Icarus |날짜=2000 |권=147 |호=2 |쪽=329&ndash;347 |doi=10.1006/icar.2000.6456 |url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf |형식=PDF |bibcode=2000Icar..147..329Z}}</ref> 칼리스토가 목성의 지속적으로 변화하는 자기장에 마치 완벽히 전도하는 구처럼 반응한다는 것이 밝혀졌는데, 이는 자기장이 칼리스토의 내부를 뚫고 들어갈 수 없다는 것을 의미하며, 이에 따라 칼리스토 내부에 최소한 깊이가 10&nbsp;km 이상인, 매우 전도성이 높은 층이 있다는 이론이 제기되었다.<ref name="Zimmer 2000"/> 이러한 현상은 태양이나 목성으로부터 불어오는 하전입자 때문에도 발생할 수 있으나, [[칼리스토 (위성)#대기권과 전리층|칼리스토의 대기]]는 매우 얕기 때문에 가능성이 낮다고 여겨진다.<ref>{{뉴스 인용|url=http://news.naver.com/main/read.nhn?mode=LSD&mid=sec&sid1=105&oid=001&aid=0004337668 |제목=<해외과학> 목성의 달 `칼리스토'에 바다 존재 가능성 |날짜=1998-10-22 |저자=李周榮 |뉴스=연합뉴스}}</ref> 바다의 [[암모니아]]나 기타 [[부동액]]들의 함량은 전체 질량의 5% 정도이리라고 여겨진다.<ref name="Spohn 2003">{{저널 인용 |성=Spohn |이름=T. |저자2=Schubert, G. |제목=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? |저널=Icarus |날짜=2003 |권=161 |호=2 |쪽=456&ndash;467 |doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9 |url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf |형식=PDF |bibcode=2003Icar..161..456S |확인날짜=2009년 5월 6일 |보존url=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf |보존날짜=2008년 2월 27일 |깨진링크=예 }}</ref> 이 경우에는 물과 얼음의 층이 250~300&nbsp;km 두께를 가질 수 있다.<ref name=Kuskov2005/> 만약 바다가 없다면, 얼음으로 이루어진 암권은 약 300&nbsp;km 정도의 다소 두꺼울 것으로 생각된다.
 
암권과 바다 밑의 내부 구조는 전부 한결같지도 않고 변동이 심하지도 않은 것으로 추정된다. [[갈릴레오 (우주선)|갈릴레오]] 탐사선이 얻은 데이터<ref name="Anderson 2001"/>(특히 근접 통과 시 0.3549&nbsp;±&nbsp;0.0042로 정의된 무차원 [[관성 모멘트]]{{#tag:ref|무차원 관성 모멘트는 {{math|{{sfrac|I|mr<sup>2</sup>}}}}로 나타내지며, {{math|I}}는 무차원 관성 모멘트, {{math|m}}는 질량, {{math|r}}는 최대 반지름을 나타낸다. 이 값은 균질의 구체에서는 0.4이지만, 밀도가 깊이에 따라 증가한다면 0.4보다 작아진다.|group=내용주}})를 통해 칼리스토의 내부는 압축된 [[암석]]들과 [[얼음]]들로 이루어져 있으며, 부분적인 [[행성 분화]]로 인해 암석의 비율이 깊이에 따라 증가할 것으로 보고있다.<ref name=Kuskov2005/><ref name="Anderson 1998">{{저널 인용 |성=Anderson |이름=J. D. |저자2=Schubert, G. |저자3=Jacobson, R. A. |성4=Lau |이름4=E. L. |성5=Moore |이름5=W. B. |성6=Sjo Gren |이름6=W. L. |제목=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto |저널=Science |날짜=1998 |권=280 |호=5369 |쪽=1573&ndash;1576 |doi=10.1126/science.280.5369.1573 |url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf |형식=PDF |pmid=9616114 |bibcode=1998Sci...280.1573A |확인날짜=2007년 7월 10일 |보존url=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf |보존날짜=2007년 9월 26일 |깨진링크=예 }}</ref> 밀도와 관성 모멘트의 값은 칼리스토의 내부에 작은 [[규소]] [[핵 (행성)|핵]]이 있으면 설명될 수 있다. 이 핵의 반지름은 600 km를 넘지 못할 것이며, 밀도는 3.1~3.6&nbsp;g/cm<sup>3</sup> 정도로 추측된다.<ref name="Kuskov2005"Anderson 2001"/><ref name="Anderson 2001Kuskov2005" /> 칼리스토의 내부 구조는 완전히 분화가 진행된 [[가니메데 (위성)|가니메데]]의 내부 구조와 극명히 대조된다.<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002>{{저널 인용|성=Sohl |이름=F. |저자2=Spohn, T |저자3=Breuer, D. |저자4= Nagel, K. |제목=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103502968284 |저널=Icarus |날짜=2002 |권=157 |호=1 |쪽=104&ndash;119 |doi=10.1006/icar.2002.6828 |bibcode=2002Icar..157..104S}}</ref>
 
===지질 구조===
 
[[파일:Landslides and knobs PIA01095.jpg|섬네일|upright|left|3~3.5 km 길이의 두 산사태 현장이 사진 오른쪽에 있는 두 커다란 충돌구의 바닥에 나타나 있다.]]
칼리스토 표면은 (1&nbsp;km 이내의 규모에서는) 다른 [[갈릴레이 위성]]들보다 더 오래되었다.<ref name=Moore2004/> 일반적으로 표면에는 ([[가니메데 (위성)|가니메데]]의 검은 평원들과 같은) 1&nbsp;km 이내의 충돌구들이 사라진 흔적들이 있다.<ref name="Greeley 2000"/> 작은 충돌구들을 제외하고 표면에 흔하게 존재하는 지형으로는 작은 혹이나 구덩이가 있다.<ref name=Moore2004/> 이 혹들은 아직 밝혀지지 않은 어떠한 과정을 통해서 사라진 림이 남은 부분을 나타내는 것이라고 추측된다.<ref name=Moore1999>{{저널 인용|성=Moore |이름=Jeffrey M. |성2=Asphaug |이름2=Erik |성3=Morrison |이름3=David |성4=Spencer |이름4=John R. |성5=Chapman |이름5=Clark R. |성6=Bierhaus |이름6=Beau |성7=Sullivan |이름7=Robert J. |성8=Chuang |이름8=Frank C. |성9=Klemaszewski |이름9=James E. |성10=Greeley |이름10=Ronald |성11=Bender |이름11=Kelly C. |성12=Geissler |이름12=Paul E. |성13=Helfenstein |이름13=Paul |성14=Pilcher |이름14=Carl B. |제목=Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission |날짜=1999 |권=140 |호=2 |쪽=294&ndash;312 |doi=10.1006/icar.1999.6132|bibcode=1999Icar..140..294M |저널=Icarus}}</ref> 이러한 과정으로 가장 유력한 것은 얼음의 느린 [[승화 (화학)|승화]]으로, 165 [[켈빈]] 이상의 온도를 가지고 태양 바로 밑에서 직접 빛을 쪼이면 일어날 수 있는 과정이다.<ref name=Moore2004/> 물이나 다른 휘발 성분이 얼음([[기반암]])에서 승화하면 얼음이 분해되게 된다. 그러면 비-얼음 성분들의 '잔해'들은 산사태를 일으켜 충돌구 벽면의 비탈에서 하강하게 된다.<ref name=Moore1999/> 이러한 산사태는 “debris aprons”이라고 불리며, 충돌구 근처나 내부에서 발견된다.<ref name="Greeley 2000" Moore2004/><ref name=Moore2004"Greeley 2000" /><ref name=Moore1999/> 가끔은 이러한 충돌구 벽면이 [[화성]]의 표면 모습과 비슷한, “걸리”(도랑)라고 불리는 계곡과 같은 모습의 구불구불한 균열에 의해 끊어지기도 한다.<ref name=Moore2004/> 얼음 승화 이론에 따르면, 낮게 깔려 있는 어두운 물질들은 크레이터 림에서 분리되어 대부분 얼음 기반암을 덮은, 주로 비-얼음 성분들로 이루어진 잔해들의 “담요”로 이해된다.
 
칼리스토 표면 지역간의 상대적인 연도 차는 그 지역마다 존재하는 충돌구 개수의 밀도로 정해질 수 있다. 표면의 연대가 많아질수록, 충돌구 수 자체의 밀도가 높다.<ref name=Chapman1997>{{웹 인용|성=Chapman |이름=C.R. |성2=Merline |이름2=W.J. |성3=Bierhaus |이름3=B. |제목= Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results |날짜=1997 |출판사=Lunar and Planetary Science XXXI |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf |형식=PDF |쪽=1221}}</ref> 정확한 연대는 아직 밝혀지지 않았지만, 지질학적 고려를 통해 이러한 충돌구 평원들의 연대는 태양계 형성 당시와 거의 근접한 45억 년 전도로 추측된다. 충돌구나 다환 충돌구들의 추정 연대는 충돌구들이 위치한 지역의 충돌 수와 분석한 학자들에 따라 10~40억 년 정도로 차이가 난다.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Zahnle 1998"/>