Callisto, der äußerste der vier Galileischen Jupitersatelliten mit 4816 km Durchmesser, ist ein typischer Eissatellit, charakterisiert durch eine niedrige mittlere Dichte (1.81 g cm-3) und durch Wassereis an seiner Oberfläche. Callisto ist dicht bekratert und erscheint bei mittlerer Bildauflösung (1-2 km/pxl) geologisch wenig differenziert. Die Zielsetzungen dieser Arbeit waren, Bilddaten der SSI-Kamera, die von der Galileo-Sonde zwischen 1996 und 2003 gesendet wurden zu benutzen, um (1) ein globales, chronostratigraphisches System für Callisto abzuleiten und um (2) detaillierte geologische Auswertungen besonders ausgewählter Gebiete darzustellen, z. B. Formen von Kratern und Becken, von Gebieten möglicher kryovulkanischer Überprägung, und von Regionen geprägt durch Abtragungsprozesse. Um diese Ziele zu erreichen, wurden photogeologische Kartierung, Messungen von Krater- Häufigkeitsverteilungen auf geologischen Einheiten und Einschlagschronologiemodelle für diese Arbeit herangezogen. Chronologiemodell (Model) I basiert auf einer mond-ähnlichen Zeitabhängigkeit der Kraterbildungsrate durch Asteroiden (Neukum, 1997), bestätigt durch die Form von Kraterverteilungen auf Callisto. Ein zweites Modell (Model II) gründet auf Einschlägen vorwiegend von Kometen der Jupiterfamilie mit einer konstanten Einschlagsrate seit etwa 4 Ga (1 Ga = 1 Giga-Jahr = 1 Milliarde Jahre) (Zahnle et al., 1998). Große Einschlagsbecken und helle Strahlenkrater stellen bedeutende stratigraphische Leithorizonte dar. Die beiden größten Becken auf Callisto sind Valhalla (etwa 4000 km Durchmesser) und Asgard (etwa 1700 km). Ein auffallender Strahlenkrater ist Burr (60 km). Die Hauptperioden der geologischen Geschichte von Callisto, definiert durch diese Einschlagsstrukturen sind mit den jeweiligen Modell-I-Altern, vom ältesten zum jüngsten: (1) prä-Asgardisch, > 4.19 Ga: (2) Asgardisch, 4.19 Ga: Valhallisch, 3.98 Ga: (4) Burrianisch, < 3.5 Ga. Die Entstehung von Impaktkratern und weiten Gebieten von Kraterebenen, dazu zahlreiche, heute stark abgetragene Ringbecken war der dominierende geologische Prozess in den beiden älteren Perioden. Durch frühe tektonische Aktivität entstand ein System an Albedolineamenten und Bruckstrukturen mit Vorzugsrichtungen NNW-SSE und ENE- WSW, vermutlich durch Gezeitenabbremsung und einer nachfolgenden Reorientierung der Rotationsachse durch einen großen Impakt. Das Krustenmaterial erodierte entlang dieser Schächezonen, wodurch zahlreiche Massive und Kuppen entstanden. Das Vorhandensein von stark flüchtigem CO2 in der Kruste begünstigte diesen Sublimationsabtrag (sublimation degradation) (Moore et al., 1999). Zwischen diesen Massiven akkumulierte sich global eine glatte Schicht dunklen Verwitterungsrückstandes. Kryovulkanismus könnte in früher Zeit stattgefunden haben, lässt sich aber nicht sicher nachweisen. Die Valhallische Periode begann mit dem Einschlag eines massiven Asteroiden oder Kometen vor 3.98 Ga, durch den das größte, noch gut erhaltene Ringbecken Valhalla entstand. Etwa 120 Millionen Jahre nach Valhalla entstand Lofn, das den so genannten marker horizon im mond-ähnlichen Einschlagsszenario (Model I repräsentiert. Höhere Erosionsraten waren vermutlich an die höhere Impaktrate in der Valhallischen und den beiden älteren Perioden gekoppelt, da der dunkle Erosionsrückstand etwa ein Model-I-Alter von 3.6 Ga aufweist und relativ unverändert seit dem Ende des heftigen Meteoritenbombardements vorliegt. Die jüngste Periode (Burrianische P.) ist deshalb durch sehr niedrige Erosionsraten und gelegentliche Impakte seit etwa 3 3.5 Ga gekennzeichnet.
Callisto, the outermost of the four Galilean satellites of Jupiter with a diameter of 4816 km, is a typical icy satellite, characterized by a low average density (1.81 g cm-3) and water ice on its surface. Callisto is heavily cratered and shows little geologic diversity at medium image resolution (1-2 km/pxl). The objectives of this work were to use image data returned by the Galileo SSI camera between 1996 and 2003 from Callisto (1) to derive a global time-stratigraphic system and (2) to present detailed geologic analyses of selected areas, such as impact forms, sites of possible volcanic resurfacing, and regions characterized by degradational processes. To accomplish these objectives, photogeologic mapping, measurements of crater size-frequency distributions on geologic units and impact chronology models were applied. Chronology Model I is based on a lunar-like time-dependence of the crater-forming rate. Craters were formed preferentially by asteroids (Neukum, 1997), which could be confirmed by the shape of crater distributions on Callisto. A second model (Model II) is based on impacts preferentially by Jupiter-family comets with a constant impact rate since about 4 Gyr ago (1 Gyr = 1 Giga-year = 1 billion yrs.) (Zahnle et al., 1998). Large impact basins and bright ray craters are important stratigraphic markers. The two largest basins on Callisto are Valhalla (4000 km diameter) and Asgard (1700 km). A prominent ray crater is Burr (60 km). The major time-periods in the geologic history of Callisto defined by these impact features and their Model I ages are, from oldest to youngest: (1) pre-Asgardian, > 4.19 Gyr; (2) Asgardian, 4.19 Gyr: (3) Valhallian, 3.98 Gyr; (4) Burrian, < 3.5 Gyr. In the two older periods, the dominant process was impact cratering, forming vast expanses of cratered plains and numerous, now heavily degraded ring structures. Early tectonism created systems of albedo lineaments and fractures with major trends of NNW- SSE and ENE-WSW, possibly indicative of tidal despinning and global reorientation of the axis of rotation by a major impact event. Along these tectonic zones of weakness, the crustal material degraded, evolving into numerous massifs and knobs. Erosion and degradation were triggered by the presence of highly volatile CO2 in the subsurface causing sublimation degradation (Moore et al., 1999). Between these bright massifs, a globally abundant, smooth blanket of dark, erosional debris accumulated. Cryovolcanic activity could have taken place at early times but cannot unequivocally be verified. The Valhallian Period began with the impact of a massive asteroid or comet 3.98 Gyr ago which created the largest well-preserved ring basin on Callisto, Valhalla. About 120 Myr after Valhalla, the youngest basin, Lofn, formed which represents the marker horizon in the lunar-like bombardment scenario (Model I). Higher erosion rates most likely were connected to the higher impact rate in the Valhallian and in the two older periods because the dark erosional lag has a Model I age of about 3.6 Gyr and has been relatively pristine since the time when the heavy bombardment declined. The youngest period (Burrian) is characterized by very low erosion rates and occasional impacts since about 3 3.5 Gyr.
