Her presenterer vi de fire gassplanetene sammen med de fire indre planetene og dvergplaneten Pluto. Relative størrelser og farger er nokså riktige.

Transkript

1 Her presenterer vi de fire gassplanetene sammen med de fire indre planetene og dvergplaneten Pluto. Relative størrelser og farger er nokså riktige. Merk hvor mye større sola er. Vi ser så vidt solranda lengst til venstre i bildet. 1

2 Informasjonen i denne tabellen ble også vist i forelesningen om solsystemet. Her skal vi bare merke oss forholdet mellom massene og radiene. For eksempel er Jupiter mer enn 3 ganger så massiv som Saturn, men det er på langt nær en tilsvarende forskjell på radiene eller rettere volumene. Dette tyder på at Jupiter er om lag så stor som en planet kan få blitt! Den store massen sammen med en ikke så stor radius gjør også at Jupiter har den sterkeste gravitasjon nær overflata. Dette skjønner vi lett når vi husker at kraften pr masse-enhet (kg eller gram) ved overflata av en planet, K P, er gitt ved gravitasjonsloven: K P = G M P /R P 2 der M P er planetens masse og R P er dens radius. Setter vi inn verdiene for diameter og masse fra tabellen så finner vi at Jupiter har 2.5 ganger så sterk gravitasjonskraft ved overflata som de tre andre gassplanetene. For de tre andre gassplanetene er gravitasjonskraften nokså lik den vi har på jorda. 2

3 Igjen har mesteparten av informasjonen i tabellen vært gjennomgått i oversikten over solsystemet. Likevel peker vi på: De korte rotasjonsperiodene og muligheten for differensiell rotasjon for gassplanetene. Allerede Cassini i 1695 slo fast at Jupiters rotasjonsperiode var 5 min kortere ved ekvator enn ved polene. Denne differensielle rotasjonen tolket han helt riktig slik at Jupiter ikke var et fast legeme som jorda, men måtte være laget av gass (eller av væske). Forskjellen mellom en indre rotasjonsperiode og perioden på overflata. Den indre perioden finner vi ved å se på rotasjonen til flekker på overflata. Disse flekkene har faste forankringer dypt inne i planeten. 3

4 Skybånd og flekker. Jupiters atmosfære har skybånd som løper parallelt med ekvator. De er vekselvis lyse og mørke. Dette er delvis en temperatureffekt. Atmosfæren har også flekker. Bildet viser flere av disse. Mest framtredende er Den store røde flekk på den sydlige halvkule, langt nede og litt til høyre i bildet. Flekkene og skybåndene rundt roterer ikke like raskt rundt Jupiters akse. Flekkene roterer noe langsommere og deres rotasjonsperiode vil videre variere over tid. Forskjellen i rotasjon kan henge sammen med at flekkene er forankret dypt inne i Jupiter hvor rotasjonshastigheten er langsommere enn på overflaten. Både skybånd og flekker har lang levetid. Den store røde flekk ble først observert av Cassini i 1665, altså for nesten 350 år siden. Den har variert i styrke og størrelse, men har hele tiden vært til stede. De andre flekkene lever også lenge. Også skybåndene varer lenge. De er i store trekk uforandret siden de først ble observert rundt år 1900, og har altså vært til stede i mer enn 100 år. Små detaljer i skybåndene og rundt flekkene endres imidlertid i løpet av dager og uker. Hva kan grunnen være til den lange levetiden for atmosfæretrekk som flekker og skybånd? På jorda endres strømmene i atmosfæren mye raskere. For eksempel flytter jetstrømmen seg fra sesong til sesong. Men på jorda har vi en fast overflate med hav, kontinenter og fjellkjeder. Jupiter er mye mer homogen, uten faste trekk og uten overflate. 4

5 Den store røde flekken. Her ser vi et detaljbilde av den store røde flekken og områdene rundt. Bildet er gjengitt i falske farger for å fremheve forskjeller mellom områdene. For øvrig er bildet tatt med Hubble teleskopet og viser at vi i dag oppnår utmerket kvalitet med avbildninger fra jordbane. Mens den store røde flekken har vært tilstede trolig så lenge som 350 år, og i hvert fall i 150 år, er den mindre oransje flekken litt nedenfor til venstre bare 6 år gammel. Men denne flekken har vokst og endret farge fra hvit til rødbrun i denne tiden og har overlevd flere nære passasjer til den store røde flekken. Fargen kan ha noe med hvor dypt stormen som forårsaker hver enkelt flekk, forankret i Jupiters atmosfære. Fargeforskjellene har da trolig noe med at oppstrømninger bringer spesielle molekyler opp fra dype lag. Videre sirkulerer vinden inne i flekkene omtrent som vinden i sykloner, stormsentra, på jorda. Både i den store røde flekken og i den nye oransje flekken litt lenger mot syd, går sirkulasjonen mot klokka. Det er samme retning for sirkulasjonen som som vi har i sykloner på den sydlige halvkule på jorda. Sirkulasjonen bestemmes av Corioliskraften, som også skaper vindmønstre på jorda. Corioliskraften skyldes at planeten roterer rundt sin egen akse, og virker på tvers av bevegelsesretningen for en strømmende gass eller veske som helt eller delvis beveger seg i nord-sør retningen. Dermed vil strømningene bli avbøyd og vi får stormsystemer på jorda, og altså sirkulasjon i flekkene på Jupiter. Bortsett fra dette er det likevel ikke mye som er felles mellom flekkene på Jupiter og sykloner på jorda. De er ikke drevet av opp- og nedstrømninger i atmosfæren slik tilfellet er for jordiske stormsystemer. 5

6 Flekker energitilførsel og levetid. Hva er energikilden som driver stormene? Bildet viser en tidsserie av den store røde flekken og naboflekkene. Den viser tydelig at den store røde flekken roterer langsommere rund Jupiters akse enn detaljer i skybåndene sammenlign med detaljer i båndstrukturen like under flekken. Den langsommere rotasjonen gjelder også for de andre flekkene, men i mindre grad. Derfor sakker den store røde flekken akterut i forhold til den mindre flekken litt lenger syd så vel som til strukturer i skybåndene. Vi ser også at den store røde flekken er omgitt av virvler. Disse endres på korte tidsskalaer. Siden flekken beveger seg langsommere enn den øvrige overflaten på same bredde, kunne man tenke seg virvlene som kjølvann i den hurtig strømmende atmosfæren rundt en flekk som beveger seg langsommere. Da ville vi vente at energien i de mindre virvlene ble tatt fra de store flekkene. Men slik er det ikke. I stedet synes det som om de små virvlene forer de store flekkene med bevegelsesenergi. Dette er motsatt av hva vi venter fra fysiske teorier om turbulens. Bildeserien viser også en annen måte flekker kan endres på og øke i styrke. Vi ser hvordan en flekk som først ligger bak den store røde flekken blir spist opp av denne. Dette kan også meget vel føre til en ytterligere forsterkning av den store røde flekken og bidra til å forklare hvorfor den har eksistert så lenge og ikke forsvunnet på grunn av energitap ved friksjon. 6

7 Atmosfærestruktur. Figuren gir høyden i kilometer over det sted hvor gasstrykket er lik 100 millibar, som funksjon av temperaturen, for de fire gassplanetene. Trykket varierer fra punkt til punkt i figuren med en faktor 10. Vi legger merke til følgende: a) Høydeskalaen er mer komprimert for Jupiter enn for Saturn, Uranus og Neptun. Det skyldes at atmosfæren til Jupiter er mer sammenpresset, på grunn av planetens sterke gravitasjon, 2.5 gang så sterk på overflata som for de andre gassplanetene. b) Temperaturen øker med høyden på toppen av atmosfæren fordi den øverste atmosfæren varmes opp når ultrafiolett stråling fra sola ioniserer gassen. Det samme husker vi var tilfelle i jordas ionosfære.fra et minimum øker den så så innover mot de varme indre delene. c) Den laveste temperaturen i atmosfæren til Saturn er kaldere enn det tilsvarende minimum i Jupiter. Grunnen er at Saturn er mindre oppvarmet av sola siden den er lengre ute i solsystemet. Uranus og Neptun blir av samme grunn enda kaldere, men Neptun har omtrent samme temperatur som Uranus. Trolig har Neptun en indre energikilde, som Uranus ikke har. d) De stedene hvor en gass danner skyer kalde dråper eller iskrystaller er merket av som skybånd. Legg merke til vann-is som naturlig nok dannes ved 273 K siden gasstrykket er forholdsvis høyt 1-10 bar (jfr fasediagrammet for vann i forelesningen om Mars og vann. Atmosfærene inneholder vanndamp, samt ammoniakk, ammoniumhydrosulfitt og metan. e) Også atmosfærene på Saturn og Jupiter består vesentlig av metan, utenom hydrogen og helium, naturligvis. Men de blir ikke kalde nok, selv på det kaldeste, til at skyer av metan krystaller kan dannes. Faktisk ble metan i planetatmosfærer først påvist på Jupiter. 7

8 Galileo var en satellitt som gikk i bane rundt Jupiter i flere år ( ) og observerte planeten og ikke minst månene til Jupiter. Den skal vi komme tilbake til. Galileo hadde med en sonde eller probe som ble sluppet ned i Jupiters atmosfære i en fallskjerm. Den sendte tilbake målinger av tettheter og temperaturer, men fant bare ett skylag, det av ammoniumhydrosulfitt. Den registrerte altså mindre skyer og især mye mindre vanndamp enn det som modellene forutsa. Årsaken er nok at Jupiter, som jorda, har et innhomogent skydekke, og at proben tilfeldigvis sank ned i et tørt og varmt område. De siste data ble mottatt fra en dybde hvor trykket var omlag 25 bar og temperaturen150 C. Da hadde proben falt i 75 minutt. (Figuren i slidet er å betrakte som et reklamebilde trolig laget før Galileo slapp sin sonde. Det viser derfor tre skylag mens man bare fant ett.) 8

9 Skybeltene er også vindbelter. Det gjelder både på Jupiter og Saturn. Vi finner sterke horisontale vinder langs skybåndene. På Jupiter veksler vindretningen fra bånd til bånd. Vindhastighetene endres med opp til 150 m s -1 mellom naboområder. Saturn har lignende forhold, men ikke så mange bånd. Vi ser også at båndene er bredere, især det ekvatoriale båndet. Vindhastighetene i ekvator sonen er (eller var) imidlertid større. Man må si var for i 2005 ble det rapportert at ekvatorsonevinden på Saturn har avtatt i hastighet. Også Uranus og Neptun har vindsoner. Men systemene ser enklere ut enn de vi finner både på Saturn og Jupiter og vindene ved ekvator blåser i motsatt retning i forhold til det vi observerer for Jupiter og Saturn. 9

10 Skybeltene består av vekselvis lyse soner og mørkere belter. I sonene kommer varm gass opp fra lavere lag og stråler da ut sin varme på toppen. Deretter strømmer gassen horisontalt mot nord og sør, for å synke ned igjen i det kjøligere beltet. Fargeforskjellene mellom skybåndene er derfor delvis en virkning av temperaturforskjellen mellom belter og soner, men den detaljerte sammenhengen mellom fargene og temperaturen er dårlig forstått. Trolig har det noe med at molekyler som ikke finnes på toppen av skylagene blir brakt opp fra dypere områder med en annen tetthet og temperatur. De raske, horisontale vindene i langs skybåndene skifter retning inne i beltene og sonene. De vertikale og meridionale sirkulasjonsstrømmene er mye langsommere enn vindene på langs av beltet i øst-vest retningen, bare noen få meter per sekund. (Meridional betyr langs meridianen, altså i nordsør retningen.) Til slutt la oss også nevne at forholdene mellom strømninger og bånd er mer komplisert enn den enkle skissen vi har gitt her, som riktig nok gjelder i hovedsak. Opp- og nedstrømninger kan således forekomme både i soner og belter. 10

11 Denne figuren illustrerer den indre strukturen i Jupiter. Aller ytterst i et tynt lag har vi vesentlig hydrogen og helium i gassform. Dette utgjør det vi kaller atmosfæren til Jupiter. De andre gassene vi har nevnt forekommer også, men bare i små mengder sammenlignet med hydrogen og helium. Helium fortsetter å være i gassform og er trolig en gass gjennom hele det indre i Jupiter og Saturn (se likevel neste slide). Lenger inne blir hydrogenet flytende. Selv om temperaturen er høy så er trykket tilstrekkelig stort, omlag 100,000 bar, til at hydrogenet er i en væsketilstand. Dette skjer fra omlag km under de synlige lagene. Dypere nede i planeten, ved trykk på 4,000,000 bar, går hydrogenet over i en flytende metallisk fase. I denne fasen er det en god leder av elektrisitet. Man har strømninger i det metalliske hydrogenet og disse kan igjen danne magnetfelter ved dynamoeffekt. Jupiter og Saturn har begge sterke magnetfelter. Hva er flytende metallisk hydrogen? I et metall er noen av elektronene ikke bundet til kjernene, men flyter fritt rundt, mens atomene ligger pakket sammen. I et flytende metall - kvikksølv er et eksempel - er atomene ikke så tett sammenpakket og mer mobile. Flytende metallisk hydrogen er da en tilstand hvor elektronene ikke tilhører noen enkelt kjerne men kan bevege seg fritt som i et metall, samtidig som også protonene, kjernene, har en viss bevegelsesfrihet. I løpet av de 3-4 siste år har man greid å framstille små mengder av metallisk hydrogen i laboratorier, og dermed lært mer om denne tilstanden av hydrogen. Aller innerst har Jupiter trolig en kjerne som består av vann-is, stein og noe metall. Størrelsen på kjernen har vært usikker og verdier fra ingen kjerne til 13 jordmasser har vært angitt. Helt nye beregninger av Jupiters indre struktur, som gjør bruk av ny kunnskap om egenskapene til flytende metallisk hydrogen, kommer imidlertid ut med en verdi på 18 jordmasser. Trolig har kjernen en indre differensiert struktur med is ytterst og stein og metall lenger inne. 11

12 Diagrammet viser fasene for hydrogen som funksjon av temperatur og trykk samtidig som gangen av temperaturen som funksjon av trykket er gitt for det indre av gassplanetene. Vi har alt omtalt forholdene i det indre av Jupiter. Også i Saturn ser vi at trykket blir tilstrekkelig høyt til at hydrogen vil gå over i en flytende metallisk fase. Det er nå laget flytende metallisk hydrogen i laboratorier. Dermed kan man studere egenskapene til denne hydrogenfasen nøyere og etter hvert få bedre kunnskap om Saturns og Jupiters indre. Helt nye beregninger har også vist at helium kan gå over i en flytende metallisk fase ved trykk på 70 millioner bar dersom det befinner seg i en omgivelse hvor der er flytende metallisk hydrogen. Det betyr at det kan være flytende metallisk helium i de aller innerste deler av Jupiter.. Saturn er kaldere enn Jupiter. Det gjør en forskjell. I Jupiter er temperaturen så høy at at helium aldri er i væskeform. I Saturn er det imidlertid kaldt nok til at helium kan kondensere, selv ved så høye temperaturer som de man har i det indre, K. Dråpene fra det kondenserte heliumet kan da falle gjennom den flytende metalliske hydrogenvæsken. Dette kalles heliumregn. (Her kan vi minne om at kondensasjonstemperaturen for helium under normalt trykk, 1 bar, er 4 K.) Uranus og Neptun kommer aldri til fasen med flytende metallisk hydrogen. De er ikke massive nok til å produsere det trykket som trengs. Muligens kan Neptun ha en form for regn innerst inne, men da dreier det seg om diamantregn. Metan krystalliseres til diamant som faller innover. En fabelaktig forestilling?!! 12

13 Indre struktur i Jupiter og Saturn: Begge planetene har kjerner, trolig i hovedsak laget av stein, omgitt av et lag av is. Jupiters steinkjerne kan være 13 M J estimert fra planetens form og flattrykning - se slide 15. Men de nyeste beregningene, som tar i bruk ny kunnskap om egenskapene til flytende metallisk hydrogen, gir en verdi så høy som 18 M J. Kjernen består da av metall og stein, kanskje differensiert. Saturns kjerne er 10 M J basert på målinger av planetens flattrykning, som er større enn Jupiters og lettere å måle. Det er forholdsvis mer flytende metallisk hydrogen i Jupiter enn i Saturn. Indre struktur i Uranus og Neptun: Disse planetene har ikke flytende metallisk hydrogen. Trykket i det indre blir ikke stort nok. Uranus og Neptun har også forholdsmessig mye mindre hydrogen og helium enn Jupiter og Daturn. Derimot består vesentlige deler av det indre av komprimert vann, som omgir en kjerne av stein med 3-4 jordmasser. Vann er en vesentlig bestanddel av månene rundt de ytre planetene og av kometer i samme området. Det er derfor rimelig å finne mye vann i Uranus og Neptun. Så mye som 40% av massen i Uranus og Neptun kan være vann. Vi husker også at vi begynner å fryse ut vann ved avstander fra sola litt utenfor Jupiter (se forelesning 5.) At månene til Jupiter og Saturn består av vann og is og at vi har store mengder vann i det indre av Uranus og Neptun, er derfor noe man må vente. Videre finner vi, som vi senere skal se, stort sett is-verdener utenfor Neptuns bane: kometer og Kuiperbelteobjekter.

14 Vi husker at en kjerne av stein og is ble sett på som et nødvendig utgangspunktet for å få dannet en gassplanet. Det er gravitasjon fra denne kjernen som gjør at den tiltrekker seg store mengder gass og støv fra et bredt område rundt den banen den går i. Den så og si støvsuger protoplanetskiva for gass og støv langs sin bane. 14

15 Hvordan kan vi vite noe om vi har eventuelle faste kjerner i i gassplanetene? Kan de påvises ved målinger? En måte er å se på formen av de raskt roterende ytre planetene. Hvis de har kjerner avviker de fra den elliptiske fasongen de ville hatt dersom formen bare var bestemt av gravitasjon og rotasjon. Dersom de har en kjerne er de mindre flattrykte enn de ellers ville vært. Dette kommer av at faste kjerner yter motstand mot deformasjon. I figuren vist her er naturligvis avvikene fra ellipsoideformen sterkt overdrevet i forhold til formen for de faktiske planetene. Målinger av planetenes form er vanskelige å utføre fordi de virkelige avvikene er små. De verdiene som gis om kjernens størrelse er følgelig unøyaktige og usikre. Likevel mener man at Jupiter, fra målinger av dens flattrykning, har en kjerne på 10 jordmasser, men noen hevder også, fra slike målinger, at Jupiter ikke har noen kjerne. Da synes det sikrere på at Saturn har en kjerne, også på ~10 jordmasser. Nye og bedre beregninger av Jupiters indre struktur tyder likevel på at Jupiter har en kjerne på 18 jordmasser, se tekst til slide 13. Kjernene estimeres ikke bare ved å måle flattrykningen av planeten, men like gjerne fra variasjoner i gravitasjonsfeltene som skyldes den uregelmessige formen og som påvirker banen til satellitter som Galileo og Cassini som gikk/ går i bane rundt hhv. Jupiter og Saturn. Men usikkerhetene er store også for disse målingene. 15

16 Tabellen gir de målte hyppighetene for gasser i atmosfæren på planetene. Verdiene for sola gjelder for en gass med samme fordeling av elementer som sola, men kjølt til en temperatur som svarer til den vi har i planetatmosfærene, slik at elementene danner de molekylene vi observerer der. Et mengdeforhold med 84% H 2 og 16% He betyr da at vi har 168 hydrogenatomer for 16 heliumatomer som stemmer godt med de solare verdiene vi vanligvis oppgir: 90% H og 10 % He, når vi teller antallet av atomkjerner. Vi ser at hyppigheten av helium er som for sola med unntak av Saturn. Den lave verdien for helium for Saturn tyder på at heliumregn i det indre av planeten har bidratt til å fjerne helium også i atmosfærelagene. Merk videre at utenom hydrogen og helium er metan (CH 4 ) den mest vanlige gassen i Jupiters og Saturns atmosfærer. 16

17 Her konfronteres en beregning av planetradier som funksjon av planetmasse med verdiene som observeres. Resultatet støtter flere trekk i det bildet vi har gitt av hvordan de fire gassplanetene er bygget opp i det indre. Øverst vises en beregning for en planet som bare inneholder hydrogen og helium i en solar blanding oransje kurve. Vi ser at: planetradien stemmer godt for Jupiter og rimelig godt for Saturn, men at den ikke stemmer i det hele tatt for Uranus og Neptun, og planetradier blir ikke mye større enn Jupiters radius selv om vi øker massen. Jupiter er med andre ord så stor som en planet kan bli. Videre ser vi at: relasjonen for Uranus og Neptun stemmer bedre med en planet som består av vann. Dette bekrefter det bildet vi hadde av store mengder vann inne i disse planetene og stemmer også med at deres tetthet er større enn tettheten for Jupiter og Saturn, og ingen av planetene er steinplaneter, som følger fra den dårlige overensstemmelse med beregningen for en planet av olivin. Vi husker at mantlene i de indre planetene består vesentlig av oliviner og perovskitter. Til slutt: Beregningene gjort for denne figuren er 20 år gamle og bedre beregninger kan gjøres i dag. 17

18 Ekstra utstråling. Jupiter, Saturn og Neptun stråler ut mer energi enn de absorberer fra sollyset. Uranus derimot har ingen målbar ekstra utstråling. Figuren viser den ekstra utstålingen for de fire kjempeplanetene, det vil si utstråling i tillegg til det planetene reflekterer av innfallende energi fra sola. Den ekstra utstrålingen er i denne figuren gitt i watt pr kilogram planetmasse og svarer for Jupiter til en strålingsmengde på omlag 5 W m -2 og for Saturn til 2 W m -2. Både Saturns og Jupiters ekstra utstråling er stor og lett å oppdage. Neptun stråler svakere, 0.3 W m -2, og for Uranus måles bare en meget liten utstråling utover den energien planeten mottar fra sola. Jorda har også en ekstra stråling. Den skyldes for størstedelen at radioaktive prosesser i det indre frigjør energi. Utstrålingen fra jorda er omtrent en faktor 30 lavere enn strålingen fra Jupiter og Saturn på den skala som gjelder for figuren, svarende til 0.6 W m -2. Kullchondritter (merket cc), en type meteorsteiner som er representative for steinmaterialet i den ytre del av planetskya. De har omtrent like stor relativ mengde av Thorium som jorda. (Materialet i disse meteorittene er lite endret siden solsystemets begynnelse.) Spørsmålet er nå: Hva er den indre energikilden til Jupiter, Saturn og Neptun? Merk: Verdiene for stråling per kvadratmeter fås fra verdiene i figuren ved å gange med planetens masse og dele på dens areal. 18

19 Mulige energikilder. Vi ser på energikilder som kanskje kan komme på tale. Termonukleære prosesser: fusjonsprosesser lager energien i stjerner, men krever temperaturer opp til flere millioner kelvin. I Jupiter som er den varmeste av de fire kjempeplanetene, går temperaturen i sentrum bare litt over 10,000 K. Radioaktivitet, som varmer opp jorda, kan bare gi et lite bidrag. Dersom dette skulle være forklaringen måtte de indre faste kjernene inneholde omlag 1000 ganger høyere konsentrasjon i steinmaterialet av de radioaktive grunnstoffene enn vi finner i bergarter på jorda og i jordas kjerne. Opprinnelig har alle planeter fått sin varme fra sammentrekningen av masse da planeten ble dannet. Det at massen faller i sitt eget tyngdefelt gjør at energi blir frigjort, først som bevegelsesenergi og så omsatt til varme gjennom friksjon idet fallet bremser opp. Kan det tenkes at en stor planet som Jupiter fortsatt trekker seg langsomt sammen? Det har vært spekulert på dette, men det er lite trolig at det fortsatt foregår sammentrekning av betydning. Gjenværende varme. Jupiter har trolig fortsatt varme igjen i det indre; den er ennå ikke helt avkjølt. Dette er mulig fordi Jupiter er så stor, med et stort innhold av varme. Saturn er mindre og har neppe kunnet holde på sin varme fra dannelsen. Her kan imidlertid heliumregn være en energikilde. Helium kondenserer til dråpeform i det indre av Saturn og dråpene faller nedover. To prosesser frigjør da energi: a) kondensasjonsprosessen frigjør fordampningsenergien, og b) fallenergi (potensiell energi) frigjøres og blir til varme ved friksjon når heliumdråpene faller innover i planeten. Det er trolig denne prosessen som bidrar mest til energien for Saturn. For den ekstra strålingen fra Neptun har man forklaringen kanskje være regn av diamanter (se slide 14). Radioaktive prosesser i kjernen er videre en mulighet. 19

20 Jupiter og Saturn har magnetosfærer som følge av at de har magnetfelter dannet ved dynamoeffekt i lagene med flytende metallisk hydrogen. I denne fasen er hydrogenet elektrisk ledende. Til venstre ser vi magnetosfærene sammenlignet med magnetosfærene til jorda og Merkur. Vi merker oss den enorme forskjellen i størrelsene til magnetosfærene. Styrken ved polene for feltene på hhv. Jupiter, Saturn og jorda er 14, 0.8 og 1 gauss, men Jupiters dipol er 20,000 ganger sterkere enn jordas dipol. Bildet til høyre registrerer den observerte strålingen fra elektroner som beveger seg i magnetfeltet ved Jupiter, med magnetfeltene tegnet inn. Det er en rimelig direkte demonstrasjon av at Jupiters magnetosfære eksisterer. 20

21 Jupiter har soner for polarlys som ligner på de nord- og sørlys sonene vi har på jorda, Det viser det nederste settet av bilder. Aurora på Jupiter kan også lages på samme måte som på jorda ved at partikler fra solvinden trenger inn i Jupiters indre magnetosfære. Men i tillegg blir magnetosfæren rundt planeten tilført ladede partikler fra Jupiters måne, Io, noe som kan føre til at aktiviteten plutselig blusser opp. Dette ser vi eksempel på i det øverste paret av bilder. Månen Io, den innerste av de fire store Jupiter-månene, er meget vulkansk. Under utbrudd sender den store mengder av ladet gass ut i rommet. Elektronene kan da komme inn i Jupiters magnetfelt og vil følge en feltlinje til Jupiter. Her går det noen få minutter fra Io har et utbrudd (til venstre) og til auroraen blusser opp i polarområdene. Tidsforsinkelsen svarer til den tiden elektronene bruker på tilbakelegge avstanden fra Io til polarområdene langs magnetfeltet. Også Saturn har soner med polarlys. Dette er å vente i og med at planeten har en magnetosfære. 21

22 22

23 Saturn er godt kjent for sitt system av ringer som ligger i planetens ekvatorplan. Ringsystemet skal vi komme tilbake til neste gang, men her nevner vi at rotasjonsaksen til Saturn ikke står loddrett på baneplanet, men heller en vinkel på 27 grader med normalen til planet. Saturn går rundt sola på 29 år, men ringsystemet står naturligvis i samme retning i rommet hele tiden fordi spinnet til Saturn og ringene ikke endres. Siden jordas bane er så liten i forhold til Saturn-banen vil vi fra vårt ståsted på jorda vekselvis se rett inn på den skrå ringflaten, eller rett inn med synslinjen i ring-planet. Disse synsretningene skifter med litt over 7 års mellomrom, noe figuren illustrerer. Synligheten av ringsystemet varierer derfor med tiden. Når vi ser inn mot kanten av ringene er de ikke særlig godt synlige. Det var dette som gjorde at Galilei ikke fant igjen ringsystemet da han observerte Saturn i 1612, enda han hadde sett at planeten hadde ører i Han gikk dermed glipp av å være den som oppdaget Saturns ringer. Vi ser Galileis skisse av Saturn øverst til venstre. Det øvrige viser Venus faser. 23

24 Til venstre: Saturns atmosfære ligner i mye på Jupiters, men kontrastene er ikke så sterke. Den er ikke så fargerik som Jupiter, bokstavelig talt. Den har imidlertid flekker og skybånd akkurat som Jupiter. Likevel kan det se ut som om der er mindre turbulens i vindsonene. Til høyre: Vindsystemene på Saturn er observert fra Cassini den 3 januar De ligger mellom 57 grader og 67 grader nordlig bredde. Det bølgende mønsteret kan tyde på et stabilt laminært vindsystem. 24

25 Saturn har polare virvelstormen ved begge polene. Stormen ved sydpolen (til venstre) ser ut som en syklon på jorda, men må være et helt annet fenomen. Stormen er stasjonær, ligger fast ved polen. Den har et vel utviklet øye og er omgitt av ringer med vind. Det er tydelig at vi ser ned i en traktformet skyformasjon. Diameter er 8000 km og vindhastighetene når opp i 150 m/s. Skyene rundt stormen går opp i høyder på km over de skyene man ser i stormen. I sentrum er det relativt skyfritt. Her kan man se til større dybde i enn noe annet sted på Saturn. Dette bildet er tatt høsten 2008, av stormen som ble oppdager i På nordpolen har vi et lignende og enda merkeligere fenomen: en virvelstorm med en sekskantet skyformasjon, kanskje skapt av bølger i polområdet. Det er blitt mulig å observere denne polen først ganske nylig med Cassini, fordi den har ligget i mørke i den nordlige vinter på Saturn. 25

26 Uranus viser få eller ingen trekk i atmosfæren, når vi tar bilder av den i synlig lys. Planeten ser blå ut. Det skyldes at vi vesentlig ser skyer av gassen metan. I infrarødt kan vi imidlertid skjelne aktive og varme områder i form av flekker, og Uranus rotasjon kan følges fra disse trekkene. Den infrarøde strålingen kommer fra dypere lag i Uranus enn det synlige lyset. Mindre absorpsjon i det infrarøde spektralområdet gjør at vi ser dypere ned i planeten. Rotasjonsaksen for Uranus heller om lag 90 grader med baneplanet. Det betyr at to ganger i Uranus året vil planetens polarområder peke mot sola, vekselvis nord- og sydpolen. Dette gir et helt annen innstrålingsmønster med årstidene på Uranus enn på de tre andre ytre planetene og kan forklare at strømningsmønstrene i atmosfæren er klart forskjellig fra det vi ser på de andre gassplanetene. Det er foreslått at en kjempekollisjon kan ha tippet Uranus 90 grader en gang tidlig i dens historie. Uranus ble oppdaget i 1781 av William Herschel 26

27 Neptun viser skybånd som gjerne er meget lyse og den har flere flekker. Her ser vi den store mørke flekken observert fra Voyager Vi ser hvordan flekken er kantet med lyse cirrusskyer, trolig laget av metan-is. Rotasjonen rundt Neptuns akse av den store mørke flekken er betydelig langsommere enn rotasjonen av løse cirrusskyer i atmosfæren, 18 mot 16 timer. Man regner at flekken er forankret dypt inne i planeten og at det indre roterer langsommere en overflaten. I de senere år har den store mørke flekken avtatt og er nå omtrent helt borte Historien om hvordan Neptun ble oppdaget i 1846 er interessant. Det var påvist uregelmessigheter i banen til Uranus som ble oppdaget av Herschel i 1781 og man mente det måtte skyldes en planet lenger ute i solsystemet. John Adams i England og Urbain Leverrier i Frankrike beregnet begge uavhengig av hverandre hvor den forstyrrende planeten måtte finnes. Adams ble først ferdig med sine beregninger, men greide ikke å overbevise den engelske Astronomer Royal om at han måtte søke etter planeten. Leverrier sendte like etter sine beregninger til Galle i Potsdam. Oppdageren av Neptun er følgelig Galle på basis av Leverriers beregnede posisjon. 27

28 I det videre snakker vi om Jupiters 4 galileiske måner, Io og Europa, Ganymede og Callisto. 28

29 Oppdagelse og navn. Månene ble oppdaget av Galileo Galilei i januar 1610, men også av Simon Marius kanskje noen uker tidligere. Galilei var likevel den som først skrev om oppdagelsen i Siderius Nuncius Stjernebudbringeren allerede i mars Galilei kalte månene de Mediciske måner, til ære for Medicifamilien som hersket i Toscana, det distriktet i Italia som han kom fra,. Han ville gjerne ha et professorat i Firenze. Galileis navn slo ikke an, mens de navnene Marius foreslo med tiden kom i allmenn bruk. Magnitude er et mål på intensitet. Vi skal senere i kurset komme tilbake til magnituder. Poenget med disse tallene er å vise at det kan være mulig å skjelne Ganymede med det blotte øyet. Grensen går ved m =6. Etter det man vet ble da også Ganymede trolig observert av kinesiske astronomer ca. 300 f.kr. Navnenes betydning. Navnene er fra gresk mytologi. Io, Europa og Callisto var kvinner, som den romerske hovedguden, Jupiter, elsket. Jupiter elsket også Ganymede, men han var gutt. Avstandene fra Jupiter er sammenlignbare, eller noe større enn avstanden mellom vår måne og jorda. Massene er også nær månens masse, men noe større. Især er Ganymede massiv. Den er den største månen i solsystemet og er større enn planeten Merkur. Callisto er omtrent på størrelse med Merkur. Bare Europa er mindre enn vår måne. Middeltettheten av månene er interessant. Vi ser at den innerste, Io, er tettest. Så avtar tettheten etter som avstanden til Jupiter øker. Denne variasjonen minner om den vi har for planetene i solsystemet og den kan ha en helt tilsvarende årsak. Omløpstidene rundt Jupiter er også interessante. Vi ser at de er kortere enn vår månes omløpstid rundt jorda. Det raskere omløpet henger sammen med at Jupiter har mye større masse enn jorda mens månenes avstand til Jupiter er sammenlignbare med avstanden mellom jorda og månen. Vi husker Keplers 3dje lov i Newtons versjon: a 3 /P 2 = G (M Ju + m m ) De relative omløpstidene er enda mer interessante. Vi ser at for de tre innerste månene er de i forholdet 1:2:4 slik at når Ganymede gjør ett omløp så gjør Europa 2 og Io 4 omløp. Relasjonen bryter sammen for Callisto, men den avviker ikke sterkt. Videre kan nevnes at månene har bunden rotasjon, og dermed alltid vender sammen side mot Jupiter. Banene er forholdsvis sirkulære, men med signifikante avvik. Størst elliptisitet har banen til Io. For Io skyldes elliptisiteten at de andre månene, særlig Europa, trekker på Io på en resonant måte, p.g.a. de synkrone omløpstidene. Av samme grunn er Europas bane litt elliptisk. Men husk: elliptisiteter kan endre seg over lange tidsrom, noe som skjer i dette systemet. Den siste rekken angir en potensiell tideeffekt fra Jupiter, i mål av jordas tideeffekt på vår måne. Denne mulige tideeffekten er stor, noe som henger sammen med Jupiters store masse. (Tideeffekt går som M/a 3.) Hvor stor den faktisk er bestemmes også av andre faktorer, som vi skal se. Videre har nabomåner tideeffekter på hverandre. 29

30 Det indre av de galileiske månene kan være bygget opp som vist i figuren. Io består stort sett av stein, trolig med en kjerne av jern (kanskje 30% jern). Dette stemmer godt med den forholdsvis høye middeltettheten, nær den vi har for Mars. Europa har også en steinmantel og en (noe mindre) jernkjerne, men den er dekket av is på overflata, og under denne isen finnes et hav av flytende vann, kanskje 50 km dypt. Tettheten tyder på at Europa består av lettere stoffer enn Io, for eksempel mye vann og is. (12-20% is og vann.) Ganymede har også en liten jernkjerne, en ikke særlig stor steinmantel og en tykk mantel av vann, eller is med flytende vann øverst. Overflaten er is. Kanskje er havet og/eller isområdet under skorpa 2000 km dypt. Callisto var det vanlig å tro var nokså udifferensiert med en skorpe av is og et indre som består av stein og is i en homogenisert blanding. I dag mener man at også Callisto kan være delvis differensiert med et (relativt) grunt hav av flytende vann. Overflatene for Europa, Ganymede og Callisto: Det ble slått fast fra spektroskopiske målinger for flere tiår siden at de besto av vann-is. Dette kunne påvises fra spekteret av det lyset som reflekteres fra disse månene (se avsnittet om refleksjonsspektra i forelesning 4 om stråling). 30

31 To amerikanske romsonder i serien Pioneer var de først som fløy til Jupiter og Saturn før de forsvant i retning ut av solsystemet. Voyager-fartøyene fortjener spesielt å nevnes. De fløy forbi de ytre planetene og tok bilder av planeter og måner idet de passerte. De fungerer fortsatt og befinner seg ute ved omlag 100 AU, nær eller utenfor yttergrensen for solsystemet. (Det dreier seg her om solsystemets magnetopause ut mot det interstellare rom.) Satellitten Galileo har vi nevnt. Den ble skutt opp i 1989, ankom jupitersystemet sent i 1995 og gikk i mange år i en meget elliptisk bane rundt Jupiter. I hovedsak studerte den Jupiters måner, men den slapp også en sonde ned i Jupiters atmosfære. Galileo ble styrt inn i Jupiters atmosfære i september Et nytt romobservatorium, Juno, planlegges sendt til Jupiter. Man håper å skyte opp Juno i august 2011 og sette den inn i en polar bane( en bane som går over polene til Jupiter og står loddrett på ekvator). Dette skjer da en gang i Fra 2004 og enda i flere år framover, utforskes Saturn systemet av romfartøyet Cassini på tilsvarende vis som Galileo observerte Jupiter og dens måner. 31

32 Io er det mest vulkanske sted i solsystemet! Man teller mer enn 200 vulkankratre med diameter over 20 km. Det finnes derimot ikke nedslagskratre. Det kommer av at vulkanismen hele tiden fornyer Io s overflate. Lava strømmer ut over alt og dekker hele overflaten i løpet av relativt korte tidsrom. Bildet over av Io s overflate er i falske farger, men Io er også i virkeligheten fargerik. Det finnes mye gul svovel og vulkankratre er strødd ut over hele overflaten 32

33 Dette bildet viser de første observasjon fra Voyager av en aktiv vulkan på Io. Senere har Galileo sett mange vulkanutbrudd, flere av dem større enn dette. Materialet i utbruddene stiger til høyder mellom 70 og 280 km mot bare 10 km på jorda. Dette kan komme av Io s lavere tyngdekraft, men ikke bare det. Det skyldes at skyene vi ser fra utbruddene, så kalte plumes, består av svoveldioksid som er relativt lett. Hastighetene for det utspydde materialet er mye større enn på jorda, opptil 1 km s -1 mot typisk 100 m s -1 for jordiske vulkaner. Temperaturen i utbruddene er høy, fra 700 K til 1800 K for lavaen som flyter ut. Det er flere hundre grader høyere enn det som er vanlig i vulkaner på jorda. Utbruddene minner mange ganger mer om geysirer enn om jordiske vulkaner. Det gjelder især utslippene av SO 2 i form av plumes. Men silikatlava utgjør hoveddelen av utbruddene også på Io. Alt svovelet gjør imidlertid at overflaten av Io blir forholdsvis lys og ikke mørk, slik lava er det. 33

34 Det er store lavamengder som strømmer ut og landskapet på Io endres raskt hele tiden. Oppe til høyre i de to bildene, som er tatt med 5 måneders mellomrom, ser vi vulkanen Pillan Patera. I løpet av disse 5 månedene har det kommet til ny lava som dekker et areal på 150,000 kvadratkilometer, sammenlignbart med arealet av Sør-Norge. En plume, 120 km høy, ble sett på randa av Io. Merk at lavaen her er mørk. Det kommer av at svovelet enda ikke har fått sin gule farge. I alt frambringer vulkanene på Io 500 km3 lava hvert år, mer enn 100 ganger den samlede mengde av lava som renner ut av vulkanene på jorda i samme tidsrom. Bakken i et vulkansk område er varm og temperaturen kan komme opp i K. Io har i middel en varmefluks på 2 W m-2. En typisk midlere verdi på jorda er 0.6 W m-2, men i vulkanområder når også jordoverflata opp i flukser som de vi har på Io. Io kan derfor betraktes som et eneste stort vulkanområde. 34

35 Svovel er en viktig del av materialet i utbruddene. Vulkanutbruddene sender ut svovelgass,s 2. Når svovelet lander på den kalde overflata arrangerer det seg som S 3 og S 4, som gir en rød farge. Tilslutt ender molekylene opp stabile ringer på 8 atomer, gult svovel. Sekvensen er vist på figuren. Noe av svovelgassen fra vulkanutbruddene unnslipper Io og blir fanget inn i Jupiters magnetosfære. Det lages en torus, en smultring, av plasma rundt banen av Io. (Plasma er betegnelsen for en gass som består av positivt og negativt ladede partikler med like mange positive og negative ladninger, slik at gassen utad er elektrisk nøytral. De negativt ladede partiklene er gjerne elektroner.) Massefluksen er flere tonn per sekund inne i denne smultringen. Det er elektroner fra dette plasmaet som kan lage oppblussing av polarlys på Jupiter. Oppvarmingen av Io s indre, som fører til vulkanismen, skyldes tidekrefter. Nå har Io bundet rotasjon i forhold til Jupiter. Da venter man ingen bremsing og oppvarming fordi utbulningen av månen som lages av tidekreftene, ikke vil flytte seg, men vil alltid befinne seg langs linjen mellom Jupiter og Io. Men Io s bane er nokså elliptisk. Io går dermed med ujevn fart i banen mens rotasjonen rundt dens egen akse er jevn. Det betyr at Io har liberasjonsbevegelser akkurat som vår måne i sin bane rundt jorda. I noen perioder ligger rotasjonen foran omløpet i andre perioder bak. Deformasjonen av Io på grunn av tidekrefter fra Jupiter vil dermed svinge litt fram og tilbake og friksjonen fra tideeffekten varmer opp Io s indre. Io må ha mye stein i det indre, men også en kjerne av metall. Dette er fastslått ved nøyaktig registrering av banene til Galileo og Voyager. Tidekreftene varmer opp Io slik at den kan ha en flytende kjerne av metall hvor strømninger kan indusere magnetiske felter gjennom dynamoeffekt. 35

36 Overflaten til Europa er helt flat og jevn, men den har et karakteristisk stripemønster som vises godt. Den består av vann-is. Vi husker at dette lar seg bestemme ved å registre hvordan Europa reflekterer sollyset på forskjellige bølgelengder i infrarødt, se forelesning 4 avsnitt om refleksjonsspektra. At det var is på Europa ble derfor klart allerede før Figuren under viser hvordan refleksjonsspekteret fra Europa ligner på refleksjonsspekteret for is og klart indikerer at overflaten er islagt. 36

37 Vann betyr mulighet for liv: Derfor er det viktig å stille spørsmålet: Betyr isen på Europa at det er flytende vann under islaget? Vi skal vise tre typer av observasjoner som klart tyder på at dette er tilfelle. Disse er: Skruis, iselver og tektonikk i islagene Nedslagskratre fra meteornedslag som det ikke er mange av, men de finnes og er utvisket i konturene Cycloideformede sprekker i isen, som man kan se mens de dannes Kan vi ha undersjøisk liv på Europa? Det er nok mulig, især dersom man også har vulkanisme i havene under overflaten som kan tjene som energikilde for primitive livsformer, slik tilfellet er noen steder i havene på jorda. Det er de som mener at livet på jorda oppsto i vulkanområder på havbunnene og at energikilden for det første liv på jorda var vulkansk varme snarere enn sollys. 37

38 I dette bildet ser vi sprekker i isen som løper på kryss og tvers og eksempler på brede bruddsoner. Det vi ser minner om en slags is-tektonikk. Rester etter kratre fra meteornedslag er få og de som finnes har et utvisket preg. Isen på Europa er brukket opp i utallig små flak som minner om skruis man ser i luftfoto fra Arktis. At isen brekker opp tyder på et hav av flytende vann under isen, samt at vi har tidevannseffekter 38

39 Mønstrene i isen på Europa kan være laget av oppstrømninger i vannet under islagene, en slags analogi til mantelkonveksjon på jorda. Krefter fra undersiden presser isen oppover og den knekker opp i en bruddsone. Smeltet materiale, altså vann, trenger seg opp, men til slutt får man en kaotisk kollaps i det resulterende slapset. Prosessen som ligger under et slikt forløp tenker man seg som en form for vulkanisme. Den kalles gjerne cryovulkanisme og ord som isvulkan er brukt for å betegne den. Trolig er drivkraften vulkanisme i månens steinkjerne, som da må være varmet opp av tidekrefter.det er tegn som tyder på at cryovulkanisme også er virksom på andre islagte måner, kanskje også måner i Saturnsystemet. 39

40 Bildet viser nedslagskrateret Pwyll med diameter 26 km. Europa har ikke mange kratre som er så store, men det finnes noen. Overflaten av Europa er svært jevn og kratrene er flate og nokså utvaskede i konturene i forhold til kratre på for eksempel månen. Vann må ha strømmet opp på isen, kanskje gjennom sprekker som meteornedslaget har laget og har så igjen frosset til is Det er ikke lett å bruke kratertellinger for å si noe om alderen på overflata. Det kan imidlertid synes som om alderen varierer sterkt mellom forskjellige områder på Europa, men ingen del av overflata er spesielt gammel. 40

41 Også for Europa får vi varierende tideeffekter fordi månens deformering varier, akkurat som for Io, på tross av bundet rotasjon med Jupiter. Elliptisiteten for Europas bane er ikke så stor som for banen til Io, men den er stor nok til å gi en tidevannsbølge i et hav under isen. Dessuten virker tidevannskrefter fra Io på havet under Europas overflate. Sprekkene er trolig brudd i isen som lages idet islagene svaier opp og ned i tidevannet, kanskje med utslag på flere titalls meter i forskjell mellom høyog lavvann. (Tidevannstoppen på Europa er kanskje 2 1/2 km høy og høyden kan nok variere med flere 10-talls meter.) Sprekkene, som er km lange, dannes i løpet av 3.5 døgn, som er Europas omløpstid rundt Jupiter. Dette betyr at isen sprekker opp med en hastighet på om lag 1 meter i sekundet, en komfortabel gangfart. 41

42 Ganymede er den største månen i solsystemet og større enn Merkur. Overflata er av is og skorpa er tykkere enn islaget på Europa, uten at man vet sikkert hvor tykt det er. Verdier som ofte nevnes ligger fra rundt 75 til 125 km. Under denne skorpa ligger en mantel av vann og/eller is. Hvor tykk er denne mantelen? Tidligere mente man at Ganymede var udifferensiert i det indre, en jevn blanding av is og stein, med middeltetthet 2 g cm -3, som er månens middeltetthet. Men Galileos målinger av gravitasjonsfeltet viste at månen måtte ha en kjerne av metall med en diameter på om lag 800 km. Utenfor denne ligger så en steinmantel og deretter et tykt lag med kanskje en blanding av flytende vann og en del is. For å få en middeltetthet på litt under 2 g cm -3 må dette vann- og islaget være 2000 km dypt! Hvor mye av denne mantelen er vann og hvor mye er slaps og is? Man må ha noe eller alt av mantelen i form av vann. Grunnen er at Ganymede har magnetiske felter. Disse tror man blir laget fra elektriske strømmer i en væske i månens indre, strømmer som igjen blir indusert når Ganymede beveger seg gjennom Jupiters sterke magnetfelt. Flytende vann med mye oppløst salt i er en brukbar elektrisk leder og kan tjene som et flytende, ledende medium for disse strømmene. Magnetfeltet som lages er ganske sterkt, faktisk litt sterkere enn feltet til Merkur. Overflaten er merket av tektonisk aktivitet som trolig opphørte for lenge siden. Man deler opp overflaten i mørkt terreng og stripete terreng og de to terrengtypene kan være laget på litt forskjellige måter. Det mørke terrenget kan være over 4 milliarder år gammelt og består kanskje av en slags leire, noen meter tykk, som ligger oppe på isen. Leira er materiale som har regnet ned på Ganymede siden den ble dannet. Det lyse stripeterrenget er klart yngre og stripene kan være grabens som er lagd når mørkt terreng er blitt strukket ut og så omgjort til lysere terreng, for eksempel ved is-vulkanisme. Alderen er svært usikker, med overslag i området 100 million år til 4 milliarder år, men trolig er også det meste av det lyse terrenget meget gammelt. Ganymede har mange kratre etter meteornedslag, men savner (som Callisto) de minste kratrene. I middel er Ganymede s albedo 0.45 i synlig lys. 42

43 Slike sprekker i overflaten som den som går diagonalt i bildet, er lagd av tektonikk. Her har tektoniske prosesser revet i stykker et stort nedslagskrater. Vi ser også et mindre meteorkrater med en sentral topp i midten like ved siden av det store kratret. Slike topper er karakteristiske for nedslagskratre over en viss størrelse på månen og skyldes dynamikken i eksplosjons- og utgravningsfasene ved nedslag av store meteorer. Samme type prosess kan ha laget denne toppen men det er ikke sikkert. Forholdene ved meteornedslag i is er forskjellige fra de man har når meteoren slår ned i stein. 43

44 Callisto, den ytterste av Jupiters fire store måner, har har en svært mørk overflate med forholdsvis høy tetthet av store nedslagskratre. Den mørke fargen tyder på at støv er avsatt over meget lang tid og at overflaten derfor er meget gammel. Der er to svært store kraterstrukturer: Asgard med diameter 1700 km og Valhall med diameter 3000 km Før trodde man at det indre av Callisto var en homogen blanding av is og stein, men nå vet vi at også denne månen er differensiert. En gang i tiden har Callisto vært varm nok til delvis å skille vann fra stein. Men månen har neppe noen kjerne av metall. Målingene med Galileo viste videre at Callisto har et magnetfelt. Det betyr at den må ha saltvann i væskeform i det indre, akkurat som Ganymede, hvor magnetfeltene kan lages, når den salte væsken strømmer. Hvis vannet ikke er flytende så må issørpa være svært plastisk. Likevel er flytende vann trolig til stede blant annet fordi issørpe flyter dårligere og har lavere ledningsevne enn flytende vann. Dermed er det vanskeligere å lage magnetfelter med salt slaps enn med saltvann. 44

45 Terrenget er veldig mørkt, albedo bare for synlig lys. Callisto har en lav albedo, atskillig lavere enn Europa, som har store flater med lys is, og også lavere enn Ganymede, som i større grad har lysere overflater av vannis i stripete terreng. Men noen steder i bratte skråninger, virker det som om den mørke massen har sklidd litt ned. Callisto er trolig blitt dekket av støv som er kommet fra verdensrommet og bare har samlet seg opp. Men på noen få steder er støvet forstyrret og har avdekket lysere is under. På Callisto har man ingen tegn på cryotektonsk aktivitet (tektonsk aktivitet i is) slik som på Europa og Ganymede. Det gjør at skorpa har samlet mørkt materiale i lengre tid og at der ikke er mye av is som er bar. Her demonstreres også at overflaten har mange kratre. For noen år tilbake ble det sagt at Callistos overflate er den mest kraterrike i solsystemet. Senere har man sett andre ytre måner som også har mange kratre. En overraskelse som observasjonene på nært hold gav, var at Callisto likevel ikke har et stort antall små kratre slik man ville vente for en gammel og fullstendig uberørt overflate. 45

46 46