カリスト（月）

カリストは、1610年にシモン・マリウスとガリレオ・ガリレイによって、他の3つの大きな木星の衛星であるガニメデ、イオ、エウロパとともに独立して発見された。^{[ 1 ]}

カリストは、木星の多くの衛星と同様に、ギリシャ神話におけるゼウスの多くの恋人、あるいはその他の性的パートナーの一人にちなんで名付けられました。カリストはニンフ（あるいは、いくつかの資料によればリュカオンの娘）で、狩猟の女神アルテミスと関連付けられていました。^{[ 26 ]}この名前は、カリストの発見後まもなくシモン・マリウスによって提案されました。^{[ 27 ]}マリウスはこの提案をヨハネス・ケプラーによるものとしています。^{[ 26 ]}

詩人たちは、ジュピターの気まぐれな恋のせいで彼を非難することが多い。特に、3人の乙女がジュピターに密かに求愛され、成功したとされている。イナコス川の娘イオ、リュカオンのカリスト、アゲノールのエウロパである。それから、トロス王の美男子ガニュメデスがいた。詩人たちが伝説的に語っているように、ジュピターは鷲の姿に変身し、彼を背に乗せて天に運んだのだ。…だから、最初の乙女をイオ、2番目をエウロパ、3番目を光の威厳ゆえにガニュメデス、4番目をカリストと呼んでも間違いではないと思う。… ^{[ 28 ] [ 29 ]}

しかし、ガリレオ衛星の名称はかなり長い間不評で、20世紀半ばまで一般的に使用されることはなかった。初期の天文学文献の多くでは、カリストはガリレオが導入したローマ数字表記法である木星IVまたは「木星の4番目の衛星」と呼ばれている。^{[ 30 ]}

この名前には確立された英語の形容詞形はありません。ギリシャ語のΚαλλιστῴ Kallistōiの形容詞形はΚαλλιστῴος Kallistōi-osで、そこからラテン語のCallistōiusや英語の*Callistóian（5音節）が予想されますが、これはSapphō _i ^{[ 31 ]}のSapphóian（4音節）やLētō _i ^{[ 32 ]}のLetóianと並行しています。しかし、このようなギリシャ語の名前ではイオタの添え字が省略されることがよくあります（ Īnō _i ^{[ 34 ]}のInóan ^{[ 33 ]}やArgō _i ^{[ 36 ]}のArgóan ^{[ 35 ]}を参照）。実際、類似の形Callistoanが見られます。^{[ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]} ウェルギリウスでは、ラテン語で 2 番目の斜めの語幹が現れます: Callistōn-, ^{[ 40 ]}が、対応するカリストニアンが英語で現れることはほとんどありません。^{[ 41 ]} Callistan、^{[ 14 ]} Callistian ^{[ 42 ]}、Callisteanなどのアドホック形式も見られます。^{[ 43 ] [ 44 ]}

地球以外の惑星の衛星には、天文学文献で記号が与えられたことは一度もありませんでした。準惑星の記号のほとんどを設計したソフトウェアエンジニアのデニス・モスコウィッツは、カリストの記号として、ギリシャ文字のカッパ（カリストの頭文字）と木星の記号の横棒を組み合わせたものを提案しました（）。この記号は広く使用されていません。^{[ 45 ]}

カリストの平均密度は 1.83 g/cm ^{3 で}あり、^{[ 4 ]}岩石物質と水氷がほぼ等量で、アンモニアなどの揮発性氷がいくらか含まれていることを示唆している。^{[ 16 ]}氷の質量分率は 49～55% である。^{[ 16 ] [ 23 ]}カリストの岩石成分の正確な組成は不明であるが、おそらく L/LL 型普通コンドライトの組成に近いと考えられる。^{[ 16 ]} L/LL 型普通コンドライトは、 H コンドライトよりも総鉄量が少なく、金属鉄量が少なく、酸化鉄量が多いという特徴がある。カリストの鉄とケイ素の重量比は0.9～1.3 であるのに対し、太陽の比率は約 1:8 である。^{[ 16 ]}

カリストの表面のアルベドは約20%です。^{[ 7 ]}その表面の組成は、全体の組成とほぼ同様であると考えられています。近赤外分光法により、1.04、1.25、1.5、2.0、3.0マイクロメートルの波長に水氷の吸収帯が存在することが明らかになりました。 ^{[ 7 ]}水氷はカリストの表面に遍在しているようで、質量分率は25～50%です。^{[ 17 ]}ガリレオ探査機と地上から得られた高解像度の近赤外およびUVスペクトルの分析により、マグネシウムと鉄を含む含水ケイ酸塩、^{[ 7 ]}二酸化炭素、^{[ 52 ]}二酸化硫黄、^{[ 53 ]}およびおそらくアンモニアとさまざまな有機化合物など、さまざまな非氷物質が明らかになりました。^{[ 7 ] [ 17 ]}スペクトルデータは、カリストの表面が小さなスケールで非常に不均一であることを示している。純粋な水氷の小さな明るいパッチが、岩石と氷の混合物のパッチや、氷以外の物質でできた広い暗い領域と混ざり合っている。^{[ 7 ] [ 13 ]}

カリストの表面は非対称で、先行半球^{[ g ]}は後続半球よりも暗い。これは、逆の現象が見られる他のガリレオ衛星とは異なる。 ^{[ 7 ]}カリストの後続半球^{[ g ]}は二酸化炭素が豊富に見えるのに対し、先行半球は二酸化硫黄が多い。^{[ 54 ]}ロフンなどの多くの新しい衝突クレーターも二酸化炭素が豊富であることを示している。^{[ 54 ]}全体として、表面の化学組成、特に暗い領域は、炭素質の物質で表面が構成されている^D型小惑星[ ^{13 ]}で見られるものに近い可能性がある。

カリストの荒れた表面は、厚さ80 ～ 150 kmの冷たく硬い氷の岩石圏の上にあります。 ^{[ 16 ] [ 23 ]}木星とその衛星の周囲の磁場の研究により、地殻の下に 150 ～ 200 km の深さの塩水海が存在する可能性があることが示されています。 ^{[ 16 ] [ 23 ] [ 55 ] [ 56 ]}カリストは、木星の変動する背景磁場に対して、完全に導電性の球体のように反応することがわかっています。つまり、磁場はカリスト内部に侵入できないため、少なくとも 10 km の厚さの高導電性流体の層が内部に存在することを示唆しています。^{[ 56 ]}水に少量のアンモニアやその他の不凍液が重量比で最大 5% 含まれている場合、海の存在の可能性が高くなります。^{[ 23 ]}この場合、水と氷の層は 250 ～ 300 km の厚さになる可能性があります。^{[ 16 ]}海がない場合、氷の岩石圏はやや厚くなり、最大で約300kmになる可能性がある。     

岩石圏と想定される海の下では、カリストの内部は完全に均一でもなければ、特に変化に富んでいるわけでもないようです。ガリレオ探査機のデータ^{[ 4 ]}（特に接近フライバイ中に決定された無次元慣性モーメント^{[ h ]} -0.3549  ±  0.0042-）は、カリストが静水圧平衡状態にある場合、その内部は圧縮された岩石と氷で構成され、岩石の量は構成要素の部分的な沈降により深さとともに増加することを示唆しています。^{[ 16 ] [ 57 ]}言い換えれば、カリストは部分的にしか分化していない可能性があります。平衡状態にあるカリストの密度と慣性モーメントは、惑星の中心に小さなケイ酸塩の核が存在することと矛盾しません。そのような核の半径は600  kmを超えることはなく、密度は3.1～3.6  g/cm ³の間である可能性があります。^{[ 4 ] [ 16 ]}この場合、カリストの内部は、完全に分化しているように見えるガニメデの内部とは全く対照的である。 ^{[ 17 ] [ 58 ]}

しかし、2011年のガリレオデータの再解析では、カリストは静水圧平衡状態にないことが示唆されている。^{[ 59 ]}その場合、重力データは、水和ケイ酸塩の核を持つ、より完全に分化したカリストとより整合的である可能性がある。^{[ 60 ]}

カリストの古代の表面は、太陽系で最もクレーターが多い表面の一つです。 ^{[ 61 ]}実際、クレーターの密度は飽和状態に近いです。新しいクレーターができると、古いクレーターが消えてしまう傾向があります。大規模な地質は比較的単純で、カリストには大きな山、火山、その他の内因性の地殻構造はありません。^{[ 62 ]}衝突クレーターと多重リング構造、およびそれに伴う断裂、崖、堆積物が、表面で見られる唯一の大きな特徴です。^{[ 13 ] [ 62 ]}

カリストの表面は、クレーター平原、明るい平原、明るい滑らかな平原と暗い滑らかな平原、特定の多重リング構造や衝突クレーターに関連するさまざまなユニットなど、地質学的に異なるいくつかの部分に分けられます。^{[ 13 ] [ 62 ]}クレーター平原は表面積の大部分を占め、氷と岩石物質の混合物である古代の岩石圏を表しています。明るい平原には、バーやロフンなどの明るい衝突クレーターのほか、パリンプセストと呼ばれる古い大きなクレーターの消された残骸[ ^{i ] 、}多重リング構造の中央部分、クレーター平原の孤立したパッチが含まれます。^{[ 13 ]}これらの明るい平原は、氷の衝突堆積物であると考えられています。明るく滑らかな平原はカリストの表面のごく一部を占め、ヴァルハラ層とアスガルド層の尾根と谷のゾーン、およびクレーター平原の孤立したスポットとして見られます。これらは内因性活動に関連していると考えられていましたが、高解像度のガリレオ画像では、明るく滑らかな平原は激しく破砕され、こぶ状の地形と相関しており、表面が再生した兆候は見られないことが示されました。^{[ 13 ]}ガリレオ画像では^、周囲の地形を囲むように、総面積が 10,000 km 2 未満の小さく暗く滑らかな領域も明らかになりました。これらは低温火山堆積物である可能性があります^。 [ 13 ]^明るい平原とさまざま^{な滑らかな平原は、}背景のクレーターのある平原よりもやや新しく、クレーターも少ないです。^{[ 13 ] [ 63 ]} 

観測された衝突クレーターの直径は、画像解像度 によって定義される限界である 0.1 kmから、多重リング構造を除いて100 km を超えるものまであります。 ^{[ 13 ]}直径が 5 km 未満の小さなクレーターは、単純なボウルまたは平底の形状をしています。直径が 5 ～ 40 km のものは通常、中央にピークがあります。直径が 25 ～ 100 km の範囲にある大きな衝突地形は、ピークの代わりに中央の窪みがあり、ティンドルクレーターなどがその例です。^{[ 13 ]}直径が 60 km を超える最大のクレーターは中央にドームを持つことがあり、これは衝突後の中心地殻隆起の結果であると考えられています。 ^{[ 13 ]}例としては、ドー クレーターとハークレーターがあります。直径が 100 km を超える非常に大きな明るい衝突クレーターのごく少数は、異常なドーム形状を示しています。これらは異常に浅く、ロフン衝突地形のように、多重リング構造への移行地形である可能性があります。 ^{[ 13 ]}カリストのクレーターは一般的に月のクレーターよりも浅い。      

カリストの表面にある最大の衝突地形は多重リング盆地である。^{[ 13 ] [ 62 ]}ヴァルハラは最大で、直径600kmの明るい中央領域と、中心から 最大1,800kmまで伸びるリングを持つ（図を参照）。 ^{[ 64 ]} 2番目に大きいのはアスガルドで、直径は約1,600kmである。^{[ 64 ]}多重リング構造は、おそらく、柔らかいまたは液体の物質の層（おそらく海）の上にある岩石圏の衝突後の同心円状の破砕の結果として生じたと考えられる。 ^{[ 37 ]}カテナ（例えばゴムル・カテナ）は、表面を横切って直線状に並んだ衝突クレーターの長い鎖である。これらは、カリストへの衝突前に木星の近くを通過した際に潮汐によって破壊された天体、または非常に斜めの衝突によって形成されたと考えられる。^{[ 13 ]}歴史的な例としては、シューメーカー・レヴィ第9彗星が挙げられる。  

前述のように、カリストの表面には、アルベドが80%にも達する純粋な水の氷の小さなパッチが、はるかに暗い物質に囲まれて存在しています。 ^{[ 7 ]}高解像度のガリレオ画像では、明るいパッチは主にクレーターの縁、崖、尾根、小丘などの隆起した表面の特徴に位置していることが示されています。 ^{[ 7 ]}これらは薄い水の霜の堆積物である可能性が高いです。暗い物質は通常、明るい特徴を取り囲み覆う低地に存在し、滑らかに見えます。それはしばしば、 クレーターの底やクレーター間の窪地で最大5kmのパッチを形成します。^{[ 7 ]}

カリストの表面は、サブキロメートルスケールでは、他のガリレオ衛星の氷の表面よりも劣化が進んでいます。^{[ 7 ]} 例えばガニメデの暗い平原と比較すると、直径1 km未満の小さな衝突クレーターが一般的に不足しています。^{[ 13 ]}小さなクレーターの代わりに、ほぼどこにでもある表面の特徴は、小さな突起と窪みです。^{[ 7 ]}これらの突起は、まだ不明なプロセスによって劣化したクレーターの縁の残骸であると考えられています。^{[ 14 ]}最も可能性の高い候補プロセスは、太陽直下点で最大165 Kの温度に達することによって可能になる氷のゆっくりとした昇華です。 ^{[ 7 ]}岩盤である汚れた氷からの水やその他の揮発性物質のこのような昇華が、岩盤の分解を引き起こします。氷以外の残骸は、クレーター壁の斜面から流れ落ちるデブリ雪崩を形成します。 ^{[ 14 ]}このような雪崩は、衝突クレーターの近くや内部でよく見られ、「デブリエプロン」と呼ばれています。^{[ 7 ] [ 13 ] [ 14 ]}クレーターの壁は、火星の表面の特徴に似た「ガリー」と呼ばれる蛇行した谷のような切り込みによって切断されることがあります。^{[ 7 ]}氷の昇華仮説では、低地の暗い物質は、主に氷以外のデブリの毛布と解釈され、これはクレーターの劣化した縁から発生し、主に氷の基盤岩を覆っています。 

カリストのさまざまな表面ユニットの相対的な年代は、それらの表面にある衝突クレーターの密度から決定できます。表面が古いほど、クレーターの密度が高くなります。^{[ 65 ]}絶対年代測定は行われていませんが、理論的な考察に基づくと、クレーターのある平原は約45億年前のもので、太陽系の形成にほぼ遡ると考えられています。多重リング構造と衝突クレーターの年代は、選択された背景クレーター形成率に依存し、さまざまな著者によって10億年から40億年の間で変化すると推定されています。^{[ 13 ] [ 61 ]}  

カリストは、主に二酸化炭素と分子状酸素（O ₂）からなる極めて薄い、衝突のない大気を持っています。^{[ 9 ] [ 66 ]} CO ₂が最初に特定された成分でしたが、月の電離層密度と遠紫外線オーロラ放射の観測から、かなりの O _{2成分の存在が推測されています。} ^{[ 67 ] [ 68 ]} CO _{2成分は、}ガリレオ近赤外線マッピング分光計（NIMS）によって、4.22 μmの顕著な吸収特性を介して最初に検出されました。^{[ 69 ]}地上施設からの最近のスペクトル分析により、この CO _{2 は}単に局所的ではなく、薄い全球的なガス層として存在することが確認されています。表面圧力は 7.5 ピコバール（0.75 μPa）と推定され、中性粒子密度は約 4 × 10 ⁸ cm ⁻³に相当します。しかし、推定される分子状酸素の柱密度は、太陽天頂角と軌道位置に応じて、 4 × 10 ¹⁴ cm ⁻²から 4 × 10 ¹⁵ cm ⁻²の範囲で、かなり高い値を示します。

この外気圏は非衝突性と考えられており、約4年の時間スケールで大気散逸によって枯渇するため、継続的な補充が必要である。^{[ 9 ]} CO2は_{、表面レゴリス内に閉じ込められたCO2}氷の太陽駆動昇華によって維持されていると考えられ、このプロセスはカリストの地形の「昇華-劣化」モデルと一致している。^{[ 69 ] [ 70 ]} O2_の供給源は依然として活発な議論の対象となっている。現在の運動論的モデルは、露出した表面氷（モデルでは全表面の約10%）の標準的な放射線分解では、観測されたO2密度を2～3桁説明できないことを示している_。モデルが表面を100%氷と仮定したとしても、氷で誘発される放射線分解は、観測から推測される値を生成するには不十分な供給源となる。^{[ 66 ]}

この矛盾は「酸素の謎」として知られています。^{[ 66 ]}この供給の矛盾は、月と木星の磁気圏プラズマとの相互作用によって悪化します。^{[ 71 ]}ハイブリッドモデリングでは、カリストの電離層が磁気圏プラズマの流れを効果的に月の周囲にそらし、表面を遮蔽し、放射線分解による生成効率を低下させていることが示されています。このギャップを解消するために、現在の研究では、外気圏は多孔質のレゴリスまたは放射線によって変質した氷粒内に閉じ込められたO2の貯蔵庫によって供給され、それが熱的に大気中に放出される可能性があると示唆され_ています。

カリストの電離層は、当初ガリレオ電波掩蔽によって特定され、ピーク電子密度が約 1.5 ～ 1.7 × 10 ⁴ cm ⁻³の範囲であることが明らかになった。^{[ 21 ]}既知の大気中の二酸化炭素の光電離ではこれらの密度を維持するのに不十分であるため、外気圏は分子状酸素が支配的であり、その存在量は CO ₂の 10 ～ 100 倍であると推定された。^{[ 10 ] [ 21 ]}気相の O ₂は 20 年以上直接検出されなかったが、月食中の酸素の禁制輝線の観測により 2023 年にその存在が確認された。^{[ 68 ]}

2001年のハッブル宇宙望遠鏡のデータ解析により、カリストの大気中にも原子状水素が検出されている。^{[ 72 ]} 2001年12月15日と24日に撮影されたスペクトル画像を再調査したところ、水素コロナを示す微弱な散乱光信号が明らかになった。カリストの水素コロナにおける散乱太陽光の観測された明るさは、先行半球を観測した場合、約2倍大きい。この非対称性は、先行半球と後続半球の両方で水素の存在量が異なることに起因する可能性がある。しかし、カリストの水素コロナの明るさのこの半球差は、地球のジオコロナにおける信号の消光に起因する可能性が高く、後続半球を観測した場合の方が消光が大きい。^{[ 73 ]}この検出は、ハッブル宇宙望遠鏡による以前の制約を裏付けており、O _{2柱密度は～10} ¹⁵ cm ⁻²の範囲で非常に高いと推定している。^{[ 67 ]}分光観測では、分子状酸素が表面氷の中に閉じ込められた凝縮状態で存在することも示されており、表面レゴリスとガス状外気圏との間で継続的な交換が行われていることを示唆している。^{[ 74 ]}

1923年にハロルド・ジェフリーズ、1931年にグスタフ・タマン^{[ 85 ]}によってより軽い組成が提案され、1951年にはジェフリーズが水を提案した^{[ 86 ] 。}

1970年代初頭のパイオニア10号とパイオニア11号の木星接近では、地球からの観測ですでに知られていたことに比べて、カリストに関する新しい情報はほとんど得られなかった。^{[ 7 ]}真のブレークスルーは、 1979年のボイジャー1号とボイジャー2号のフライバイで起こった。これらの探査機は、カリストの表面の半分以上を1～2kmの解像度で撮影し 、その温度、質量、形状を精密に測定した。^{[ 7 ]} 2回目の探査は1994年から2003年まで続き、ガリレオ探査機がカリストに8回接近し、2001年のC30軌道での最後のフライバイでは 表面に138kmまで近づいた。ガリレオ探査機は表面のグローバルイメージングを完了し、カリストの特定の領域を最大15 メートルの解像度で撮影した多数の画像を送信した。^{[ 13 ]} 2000年、土星に向かう途中のカッシーニ探査機は、カリストを含むガリレオ衛星の高品質の赤外線スペクトルを取得しました。^{[ 52 ]} 2007年2月～3月、冥王星に向かう途中のニューホライズンズ探査機は、カリストの新しい画像とスペクトルを取得しました。 ^{[ 87 ]}

カリストには近い将来、3機の宇宙探査機が訪れる予定だ。

欧州宇宙機関の木星氷衛星探査機（Juice）は、2023年4月14日に打ち上げられ、2031年から2034年の間にカリストに21回接近飛行を行う予定である。^{[ 88 ] [ 89 ]}

2024年10月14日に打ち上げられたNASAのエウロパ・クリッパーは、2030年からカリストに9回接近飛行を行う予定である。^{[ 90 ]}

中国のCNSA天問4号は、2030年頃に木星に向けて打ち上げられ、その後カリストの周回軌道に入る予定である。^{[ 91 ] [ 92 ] [ 93 ]}

かつて2020年の打ち上げが提案されていた木星エウロパシステムミッション（EJSM）は、木星の衛星を探査するためのNASAとESAの共同提案でした。2009年2月、ESAとNASAはこのミッションをタイタン土星システムミッションよりも優先すると発表しました。^{[ 94 ]}当時、ESAの貢献は他のESAプロジェクトとの資金競争に直面していました。^{[ 95 ]} EJSMは、NASA主導の木星エウロパオービター、ESA主導の木星ガニメデオービター、そしておそらくJAXA主導の木星磁気圏オービターで構成されていました。

2003年、NASAは将来の太陽系外縁部への有人探査に関する概念研究である「有人外惑星探査（HOPE）」を実施した。詳細に検討するために選ばれたターゲットはカリストであった。^{[ 25 ] [ 97 ]}

この研究では、太陽系のさらなる探査のためのロケット推進剤を生産する可能性のあるカリストの表面基地を提案した。 ^{[ 96 ]}カリストに基地を設ける利点としては、放射線量が少ないこと（木星からの距離による）と地質学的安定性が挙げられる。このような基地は、エウロパの遠隔探査を容易にしたり、カリストを出発した後、木星に接近して重力アシストを利用して太陽系の外縁部へ向かう宇宙船にサービスを提供する木星系の中継基地として理想的な場所となる可能性がある。^{[ 25 ]}

2003年12月、NASAはカリストへの有人ミッションが2040年代に可能になるかもしれないと報告した。^{[ 98 ]}