Каллисто (спутник)
Шаблон:Значения Шаблон:Карточка планеты Калли́сто (лат. Callisto; Шаблон:Lang-grc) — второй по размеру спутник Юпитера (после Ганимеда), один из четырёх галилеевых спутников и самый удалённый среди них от планеты<ref name="orbit"/>. Является третьим по величине спутником в Солнечной системе после Ганимеда и Титана. Был открыт в 1610 году Галилео Галилеем, назван в честь персонажа древнегреческой мифологии — Каллисто, любовницы Зевса.
Благодаря низкому уровню радиационного фона в окрестностях Каллисто и её размерам её часто предлагают для основания станции, которая послужит для дальнейшего освоения системы Юпитера человечеством<ref name="HOPE"/>. На 2015 год основной объём знаний об этом спутнике получен аппаратом «Галилео»; другие АМС — «Пионер-10», «Пионер-11», «Вояджер-1», «Вояджер-2», «Кассини» и «Новые горизонты» — изучали спутник во время полёта к другим объектам.
Основные сведения
Каллисто — синхронный спутник: её период вращения вокруг своей оси равен её орбитальному периоду, таким образом, она всегда обращена к Юпитеру одной стороной (находится в приливном захвате). Так как Каллисто не находится в высокочастотном орбитальном резонансе с другими крупными спутниками, возмущения со стороны Ио, Европы, Ганимеда не вызывают увеличения эксцентриситета её орбиты и не приводят к приливному разогреву из-за взаимодействия с центральной планетой<ref name="Musotto2002"/>.
Каллисто — третий по величине спутник в Солнечной системе, а в спутниковой системе Юпитера — второй после Ганимеда. Диаметр Каллисто составляет около 99 % диаметра Меркурия, а масса — всего треть от массы этой планеты. Каллисто имеет среднюю плотность около Шаблон:Nobr и состоит из приблизительно равного количества камня и льдов. Спектроскопия выявила на поверхности Каллисто водяной лёд, углекислый газ, силикаты и органику.
Каллисто менее подвержена влиянию магнитосферы Юпитера, чем более близкие его спутники, потому что находится достаточно далеко от него<ref name="Cooper2001"/>. Она покрыта множеством кратеров, что указывает на большой возраст её поверхности. Там практически не заметно следов подповерхностных процессов (например, тектонических или вулканических), и, очевидно, главную роль в формировании рельефа на спутнике играют удары метеоритов и более крупных объектов<ref name="Greeley 2000"/>. Наиболее характерная особенность поверхности Каллисто — многокольцевые структуры («цирки»), а также большое количество ударных кратеров различной формы, некоторые из которых образуют цепочки, и связанные со всеми этими структурами откосы, гребни и отложения<ref name="Greeley 2000"/>. Низменности спутника характеризуются сглаженным ландшафтом и более тёмным цветом, а верхние части возвышенностей покрыты ярким инеем<ref name="Moore2004"/>. Относительно небольшое количество маленьких кратеров по сравнению с большими, а также заметная распространённость холмов указывают на постепенное сглаживание рельефа спутника процессами сублимации<ref name="Moore1999"/>. Точный возраст геоструктур Каллисто неизвестен.
Каллисто окружена чрезвычайно разреженной атмосферой, состоящей из углекислого газа<ref name="Carlson 1999"/> и, возможно, из молекулярного кислорода<ref name="Liang 2005"/>, а также относительно мощной ионосферой<ref name="Kliore 2002"/>.
Каллисто, как предполагается, образовалась в ходе медленной аккреции из газопылевого диска, окружавшего Юпитер после его формирования<ref name="Canup2002"/>. Из-за низкой скорости наращивания массы спутника и слабого приливного нагрева температура в его недрах была недостаточной для их дифференциации. Но вскоре после начала формирования Каллисто внутри неё началась медленная конвекция, которая привела к частичной дифференциации — формированию подповерхностного океана на глубине Шаблон:Nobr и небольшого силикатного ядра<ref name="Spohn 2003"/>. По данным измерений, выполненных с борта КА «Галилео», глубина подповерхностного слоя жидкой воды превышает 100 км<ref name="Kuskov2005"/><ref name="Showman1999"/>. Наличие океана в недрах Каллисто делает этот спутник одним из возможных мест присутствия внеземной жизни. Однако на Каллисто условия для возникновения и поддержания жизни на основе хемосинтеза менее благоприятны, чем на Европе<ref name="Lipps2004"/>.
Открытие и наименование
Каллисто была обнаружена Галилео Галилеем в январе 1610 года вместе с тремя другими большими спутниками Юпитера (Ио, Европой и Ганимедом)<ref name="Galilei">Galilei, G.; Шаблон:Cite web (March 13, 1610)</ref> и получила своё имя, как и другие галилеевы спутники, в честь одной из возлюбленных древнегреческого бога Зевса. Каллисто была нимфой (по другим источникам — дочерью Ликаона), приближённой к богине охоты Артемиде<ref name="Galileo"/>. Название для спутника предложил Симон Марий вскоре после открытия<ref name="Marius_1614">Шаблон:Книга</ref>. Марий приписывал это предложение Иоганну Кеплеру<ref name="Galileo">Шаблон:Cite web</ref>. Однако современные названия галилеевых спутников не находили широкого употребления вплоть до середины ХХ столетия. Во множестве ранней астрономической литературы Каллисто упоминается как Юпитер IV (по системе, предложенной Галилео) или как «четвёртый спутник Юпитера»<ref name="Barnard1892">Шаблон:Статья</ref>. Прилагательным от названия спутника будет «каллистонианский»Шаблон:Уточнить<ref name="Klemaszewski2001">Шаблон:Cite web</ref>.
Исследование
Пролёт вблизи Юпитера в 1970-х годах АМС «Пионер-10» и «Пионер-11» лишь незначительно расширил представления о поверхности и внутренней структуре Каллисто по сравнению с тем, что было о ней известно благодаря наземным наблюдениям<ref name="Moore2004">Шаблон:Cite encyclopedia Шаблон:Cite web</ref>. Подлинным прорывом стало исследование спутника космическими аппаратами «Вояджер-1» и «2» в ходе их пролёта около Юпитера в 1979—1980 годах. Они провели фотографирование более чем половины поверхности спутника с разрешением в Шаблон:Nobr и позволили получить точные данные о массе, форме и температуре поверхности<ref name="Moore2004"/>. Новая эпоха исследований длилась с 1994 по 2003, когда КА «Галилео» совершил восемь близких пролётов от Каллисто, а во время последнего пролёта по орбите C30 в 2001 прошёл на расстоянии в Шаблон:Nobr от поверхности спутника. «Галилео» провёл глобальное фотографирование поверхности спутника и для некоторых отдельных районов сделал немало фотографий с разрешением до 15 метров<ref name="Greeley 2000"/>. В 2000 году КА «Кассини», находясь в полёте к системе Сатурна, получил инфракрасные спектры Каллисто с высоким разрешением<ref name="Brown2003">Шаблон:Статья</ref>. В феврале-марте 2007 года КА «Новые горизонты», находясь в пути к Плутону, получил новые изображения и спектры Каллисто<ref name="Morring2007">Шаблон:Статья</ref>.
Проекты будущих КА
Предложенная к запуску в 2020 году Europa Jupiter System Mission (EJSM) представляет собой совместный проект НАСА и ЕКА по исследованию лун Юпитера и его магнитосферы. В феврале 2009 года ЕКА и НАСА подтвердили, что миссии был присвоен более высокий приоритет, чем Titan Saturn System Mission<ref>Шаблон:Cite web</ref>. Но так как ЕКА осуществляет одновременную поддержку других программ, то европейский вклад в эту программу сталкивается с финансовыми трудностями<ref>Шаблон:Cite web</ref>. EJSM будет состоять предположительно из 4 аппаратов: Jupiter Europa Orbiter (НАСА), Jupiter Ganymede Orbiter (ЕКА) и, возможно, Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA), а также Jupiter Europa Lander (ФКА).
Орбита и вращение
Каллисто — внешняя из четырёх галилеевых лун. Её орбита пролегает на расстоянии в Шаблон:Nobr от Юпитера, что составляет примерно 26,3 его радиусов (71 492 км)<ref name="orbit">Шаблон:Cite web</ref>. Это значительно больше, чем радиус орбиты предыдущего галилеева спутника, Ганимеда, который составляет Шаблон:Nobr. Благодаря относительно отдалённой орбите Каллисто не находится и, вероятно, никогда не находилась в орбитальном резонансе с тремя другими галилеевыми спутниками<ref name="Musotto2002">Шаблон:Статья</ref>.
Как и большинство <templatestyles src="Шаблон:Comment/styles.css" />{{#if: Регулярными называются внутренние спутники планет, обращающиеся в направлении вращения центральной планеты и обладающие небольшим наклоном орбиты по отношению к плоскости её вращения. | {{#if:
| [[{{{3}}}|регулярных спутников]]
| регулярных спутников
}}
| регулярных спутников }}{{#if: |}} планет, Каллисто вращается синхронно с собственным орбитальным движением<ref name="Anderson 2001">Шаблон:Статья</ref>: длительность дня на Каллисто равна её орбитальному периоду и составляет 16,7 земных суток. Орбита спутника имеет небольшой эксцентриситет и наклон к экватору Юпитера, которые подвержены квазипериодическим изменениям из-за гравитационных возмущений от Солнца и планет на протяжении столетий. Диапазон изменений составляет Шаблон:Nobr и Шаблон:Nobr соответственно<ref name="Musotto2002"/>. Эти орбитальные возмущения также заставляют наклон оси вращения варьировать между 0,4° и 1,6°<ref name="Bills2005">Шаблон:Статья</ref>. Удалённость Каллисто от Юпитера привела к тому, что она никогда не подвергалась существенному приливному разогреву, и это имело важные последствия для внутренней структуры спутника и его геологической эволюции<ref name="Freeman2006"/>. Такое расстояние от Юпитера означает также, что поток заряженных частиц, выпадающих на поверхность Каллисто из магнитосферы Юпитера, относительно низкий — примерно в 300 раз ниже, чем на Европе. Следовательно, радиация не сыграла важной роли в формировании облика поверхности этого спутника, в отличие от других галилеевых лун<ref name="Cooper2001">Шаблон:Статья Шаблон:Cite web</ref>. Уровень радиации на поверхности Каллисто создаёт мощность эквивалентной дозы примерно 0,01 бэр (0,1 мЗв) в сутки, то есть практически безопасен для человека<ref name="ringwald">Шаблон:Cite web</ref>.
Физические характеристики
Состав
Средняя плотность Каллисто равна 1,83 г/см3<ref name="Anderson 2001"/>. Это указывает на то, что она состоит из примерно равного количества водяного льда и скальных пород и дополнительных включений замёрзших газов<ref name="Kuskov2005">Шаблон:Статья</ref>. Массовая доля льдов составляет около 49—55 %<ref name="Spohn 2003"/><ref name="Kuskov2005"/>. Точный состав каменной составляющей спутника не известен, но, вероятно, он близок к составу обычных хондритов класса L/LL, у которых по сравнению с хондритами класса H более низкое полное содержание железа, меньший процент металлического железа и больший — оксидов железа. Массовое соотношение между железом и кремнием в Каллисто лежит в пределах 0,9—1,3 (для примера, на Солнце это соотношение примерно равно 1:8)<ref name="Kuskov2005"/>.
Альбедо поверхности Каллисто примерно равно 20 %<ref name="Moore2004"/>. Считается, что состав её поверхности примерно такой же, как состав её в целом. На её спектрах в ближней инфракрасной области видно полосы поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 микрометров<ref name="Moore2004"/>. По-видимому, водяной лёд на поверхности Каллисто встречается повсеместно; его массовая доля составляет от 25 до 50 %<ref name="Showman1999">Шаблон:Статья</ref>. Анализ ближних инфракрасных и ультрафиолетовых спектров в высоком разрешении, полученных КА «Галилео» и наземными инструментами, выявил значительное количество и других веществ: гидратированные силикаты, содержащие магний и железо<ref name="Moore2004"/>, углекислый газ<ref name="Brown2003"/>, сернистый газ<ref name="Noll1996">Шаблон:Cite web</ref>, а также, вероятно, аммиак и различные органические соединения<ref name="Moore2004"/><ref name="Showman1999"/>. Результаты миссии указывают на наличие некоторого количества толинов на поверхности<ref>Шаблон:Статья</ref>. Кроме того, спектральные данные указывают на сильную мелкомасштабную неоднородность поверхности спутника. Небольшие яркие пятна чистого водяного льда хаотично перемешаны с участками, покрытыми смесью камней и льда, и с обширными тёмными областями, покрытыми неледяными породами<ref name="Moore2004"/><ref name="Greeley 2000"/>.
Поверхности Каллисто свойственна асимметрия: <templatestyles src="Шаблон:Comment/styles.css" />{{#if: Полушарие, находящееся в направлении орбитального движения | {{#if:
| [[{{{3}}}|ведущее полушарие]]
| ведущее полушарие
}}
| ведущее полушарие }}{{#if: |}}Шаблон:Ref label темнее, чем ведомое. На остальных галилеевых спутниках ситуация обратная<ref name="Moore2004"/>. Ведомое полушариеШаблон:Ref label, судя по всему, богато углекислым газом, тогда как на ведущем больше сернистого газа<ref name="Hibbitts1998">Шаблон:Cite web</ref>. Множество относительно молодых ударных кратеров (подобных кратеру Адлинда) также обогащены углекислым газом<ref name="Hibbitts1998"/>. В целом, химический состав поверхности Каллисто, в особенности её тёмных областей, скорее всего близок составу астероидов D-класса<ref name="Greeley 2000"/>, поверхность которых состоит из углеродосодержащей материи.
Внутренняя структура
Сильно изрытый кратерами поверхностный слой Каллисто покоится на холодной и жёсткой ледяной литосфере, толщина которой по разным оценкам составляет от 80 до 150 км<ref name="Spohn 2003"/><ref name="Kuskov2005"/>. Если исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников были интерпретированы верно, то под ледяной корой может находиться солёный океан глубиной 50—200 км<ref name="Spohn 2003"/><ref name="Kuskov2005"/><ref name="Khurana 2000">Шаблон:Статья</ref><ref name="Zimmer 2000">Шаблон:Статья</ref>. Было обнаружено, что Каллисто взаимодействует с магнитным полем Юпитера как хорошо проводящий шар: поле не может проникнуть в недра спутника, что указывает на наличие сплошного слоя из электропроводящей жидкости толщиной не менее 10 км<ref name="Zimmer 2000"/>. Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольшого количества (до 5 % по массе) аммиака или иного антифриза<ref name="Spohn 2003">Шаблон:Статья Шаблон:Cite web</ref>. В таком случае глубина океана может доходить до 250—300 км<ref name="Kuskov2005"/>. Покоящаяся над океаном литосфера может быть несколько толще — до 300 км.
Недра Каллисто, лежащие ниже литосферы и предполагаемого океана, судя по всему, не являются ни полностью однородными, ни полностью расслоёнными, а представляют собой смесь веществ с постепенным ростом доли силикатов с глубиной. На это указывает низкое значение момента инерцииШаблон:Ref label спутника (по данным «Галилео»<ref name="Anderson 2001"/> он равен (0,3549 ± 0,0042)×mr2)<ref name="Kuskov2005"/><ref name="Anderson 1998">Шаблон:Статья Шаблон:Cite web</ref>. Другими словами, Каллисто лишь частично дифференцирована. Значения плотности и момента инерции совместимы с наличием в центре спутника маленького силикатного ядра. В любом случае, радиус такого ядра не может превышать 600 км, а его плотность может лежать в пределах от 3,1 до 3,6 г/см3<ref name="Anderson 2001"/><ref name="Kuskov2005"/>. Таким образом, недра Каллисто разительно отличаются от недр Ганимеда, которые, судя по всему, дифференцированы полностью<ref name="Showman1999"/><ref name="Sohl2002">Шаблон:Статья</ref>.
Детали поверхности
Древняя поверхность Каллисто — одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе<ref name="Zahnle 1998">Шаблон:Статья Шаблон:Cite web</ref>. Плотность кратеров на поверхности спутника настолько велика, что почти каждый новый ударный кратер накладывается на старый или ложится так близко к соседнему, что его разрушает. Крупномасштабная геология Каллисто относительно проста: на спутнике нет никаких крупных гор, вулканов и подобных эндогенных тектонических структур<ref name="Bender 1997">Шаблон:Статья</ref>. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе со связанными разломами, уступами и отложениями — единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/>.
Поверхность Каллисто можно разделить на следующие геологически отличные регионы: кратерированные равнины, светлые равнины, яркие и тёмные гладкие равнины, а также различные районы, связанные с ударными кратерами и частями многокольцевых геоструктур<ref name="Greeley 2000">Шаблон:Статья</ref><ref name="Bender 1997"/>. Кратерированные равнины покрывают бо́льшую часть поверхности спутника, и это самые древние её участки. Они покрыты смесью льдов и скальных пород. Светлые равнины не так распространены. Они включают яркие ударные кратеры вроде Бура и Лофна, а также следы от более древних и крупных кратеров, известные как палимпсесты,Шаблон:Ref label центральные регионы многокольцевых геоструктур и изолированные участки на кратерированных равнинах<ref name="Greeley 2000"/>. Считается, что светлые равнины покрыты ледяными выбросами импактного происхождения. Яркие, сглаженные равнины редко встречаются на поверхности Каллисто и представлены в основном в районе впадин и борозд около Вальхаллы и Асгарда, или некоторыми участками кратерированных равнин. Первоначально считалось, что они связаны с эндогенной активностью спутника, но фотографии с высоким разрешением, сделанные КА «Галилео», демонстрируют, что яркие и гладкие равнины связаны с потрескавшейся и бугристой поверхностью и не имеют признаков тектонического или вулканического происхождения<ref name="Greeley 2000"/>. Изображения с КА «Галилео» также позволили различить небольшие тёмные сглаженные районы площадью менее 10 000 км², которые окружают более пересечённую местность. Возможно, они покрыты выбросами криовулканов<ref name="Greeley 2000"/>. Так как плотность кратеров в равнинных участках ниже фоновой, эти участки должны быть относительно молодыми<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Wagner 2001">Шаблон:Cite conference</ref>.
Крупнейшие геоструктуры на Каллисто — многокольцевые бассейны, которые иногда называют амфитеатрами или цирками из-за своего внешнего вида<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/>. Наиболее крупный из них — Вальхалла с ярким центральным регионом диаметром 600 км, который окружают концентрические кольца радиусом до 1800 км<ref name="Map 2002">Шаблон:Cite web</ref>. Вторая по величине цирковая структура, Асгард, имеет поперечник приблизительно 1600 км<ref name="Map 2002"/>. Многокольцевые структуры, вероятно, образованы разломами литосферы, лежащей на рыхлых или жидких слоях (возможно, на океане) после столкновений с крупными небесными телами<ref name="Klemaszewski2001"/>. Также на поверхности Каллисто есть цепочки из ударных кратеров (иногда слившихся друг с другом). Вероятно, они возникли при столкновении с Каллисто остатков объектов, которые, подойдя чрезмерно близко к Юпитеру — ещё до своего столкновения с Каллисто, — были разрушены приливными силами. Возможно также, что цепочки образовались при пологих касательных столкновениях с постепенным разрушением падающих тел<ref name="Greeley 2000"/><ref>Историческим примером приливного разрушения небесного тела, которое пролетело мимо Юпитера, является комета Шумейкеров-Леви 9. Впоследствии её осколки упали на Юпитер, оставив на видимой поверхности этой планеты 13 темных газо-пылевых областей значительного размера.</ref>. В последнем случае их разрушение могло произойти вследствие их взаимодействия с неровностями рельефа спутника, либо быть результатом комбинации приливного действия Каллисто и центробежных сил из-за их собственного вращения (см. также Спутники астероидов).
Обычные ударные кратеры, видимые на спутнике, имеют размер от 0,1 км (этот лимит определяется разрешающей способностью камер КА) до 200 км<ref name="Greeley 2000"/>. Небольшие кратеры, с диаметрами менее 5 км, имеют форму чаши с вогнутым или плоским дном. Кратеры размером от 5 до 40 км обычно имеют центральную горку. Более крупные кратеры (размером 25—100 км) вместо неё имеют центральную ямку, как, например, структура Тиндр<ref name="Greeley 2000"/>. Крупнейшие кратеры (с размерами от 60 км) могут иметь в центре своего рода «купола», что является следствием тектонического подъёма после столкновения (например, Дох и Хар)<ref name="Greeley 2000"/>.
Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто были обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с альбедо выше 80 %, окружённые более тёмной материей<ref name="Moore2004"/>. Фотографии с высоким разрешением, полученные КА «Галилео», показали, что эти яркие участки преимущественно расположены на возвышенностях — на валах кратеров, уступах, гребнях и буграх<ref name="Moore2004"/>. Вероятно, они покрыты тонкими отложениями водяного инея. Тёмная материя обычно находится в окружающих низменностях и выглядит относительно гладкой и ровной. Нередко она образует участки до 5 км поперечником на дне кратеров и в межкратерных понижениях<ref name="Moore2004"/>.
На масштабах менее километра рельеф Каллисто сглажен эрозией сильнее, чем рельеф остальных ледяных галилеевых лун<ref name="Moore2004"/>. Концентрация небольших ударных кратеров (с диаметрами менее 1 км) там меньше, чем, например, на тёмных равнинах Ганимеда<ref name="Greeley 2000"/>. Вместо небольших кратеров почти повсеместно видны небольшие бугры и впадины<ref name="Moore2004"/>. Считается, что бугры — это остатки валов кратеров, разрушенных ещё не до конца ясными процессами<ref name="Moore1999">Шаблон:Статья</ref>. Наиболее вероятная причина этого явления — медленная сублимация льдов из-за солнечного нагрева (на дневной стороне температура достигает 165 К)<ref name="Moore2004"/>. Сублимация воды или иных летучих соединений из «грязного льда», из которого состоят кромки кратеров, вызывает их разрушение, а неледяные составляющие кромок образуют обвалы<ref name="Moore1999"/>. Такие обвалы, часто наблюдаемые и вблизи от кратеров и внутри них, в научной литературе получили название «осколочного фартука» (англ. Шаблон:Lang-en2)<ref name="Moore2004"/><ref name="Greeley 2000"/><ref name="Moore1999"/>. Иногда кратерные валы прорезаны так называемыми «оврагами» — извилистыми бороздами, которые имеют аналоги на Марсе<ref name="Moore2004"/>. Если гипотеза о сублимации льдов правильна, то лежащие в низменностях тёмные участки поверхности состоят из преимущественно бедных летучими веществами пород, которые взялись из разрушенных валов, окружавших кратеры, и накрыли собой ледяную поверхность Каллисто.
Примерный возраст участков поверхности Каллисто определяется по плотности их кратерирования. Чем старее поверхность, тем плотнее она кратерирована<ref name="Chapman1997">Шаблон:Cite web</ref>. Абсолютных датировок деталей рельефа Каллисто нет, но согласно теоретическим оценкам, кратерированные равнины имеют возраст в основном около 4,5 миллиардов лет, что примерно соответствует возрасту Солнечной системы. Оценка возраста многокольцевых структур и различных ударных кратеров зависит от принятого значения скорости кратерирования, и оценивается различными авторами от 1 до 4 млрд лет<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Zahnle 1998"/>.
Атмосфера и ионосфера
У Каллисто была обнаружена крайне разреженная атмосфера из углекислого газа<ref name="Carlson 1999">Шаблон:Статья</ref>. Она была зафиксирована спектрометром для картирования в ближней инфракрасной области (NIMS) на борту КА «Галилео» по линии поглощения на длине волны 4,2 микрометра. Приповерхностное давление оценивается приблизительно в 7,5 Шаблон:Esp бар (0,75 мкПа), а концентрация частиц — в 4Шаблон:Esp частиц/см3. Без пополнения такая атмосфера была бы утеряна за 4 дня (см. Диссипация атмосфер планет), и это значит, что она постоянно пополняется — очевидно, благодаря сублимации замёрзшего углекислого газа,<ref name="Carlson 1999"/> что согласуется с гипотезой о деградации валов кратеров вследствие сублимации льдов.
Ионосфера у Каллисто также была обнаружена именно во время пролёта КА Галилео;<ref name="Kliore 2002">Шаблон:Статья</ref> и её высокая электронная плотность (7—17Шаблон:Esp см−3) не может объясняться фотоионизацией одного лишь атмосферного углекислого газа. На этом основано предположение, что атмосфера Каллисто на самом деле состоит в основном из молекулярного кислорода, и его массовая доля в 10—100 раз превышает долю углекислого газа<ref name="Liang 2005">Шаблон:Статья Шаблон:Cite web</ref>.
Однако прямых наблюдений кислорода в атмосфере Каллисто ещё нет (на 2012 год). Наблюдения с «Хаббла» (HST) позволили установить верхний предел его концентрации, который согласуется с данными спутника «Галилео» об ионосфере<ref name="Strobel2002">Шаблон:Статья</ref>. В то же время HST обнаружил конденсированный кислород на поверхности Каллисто<ref name="Spencer2002">Шаблон:Статья</ref>.
Происхождение и эволюция
Слабая дифференциация Каллисто, на которую указывают измерения момента инерции, означает, что спутник никогда не был разогрет до температур, достаточных для расплавления льдов, которые составляют его немалую часть<ref name="Spohn 2003"/>. Поэтому наиболее вероятно, что спутник образовался в ходе медленной аккреции внешних слоёв разреженной газопылевой туманности, которая окружала Юпитер в процессе его образования<ref name="Canup2002"/>. Тепло, генерируемое столкновениями, радиоактивным распадом и сжатием спутника, при достаточно медленной аккреции вещества успешно отводилось в космос, что предотвратило плавление льдов и быстрое расслоение веществ с разными плотностями<ref name="Canup2002">Шаблон:Статья</ref>. Предположительно спутник сформировался за время 0,1 —10 млн лет<ref name="Canup2002"/>.
Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции определялась радиоактивным нагревом, охлаждением поверхности через лучистый перенос, а также конвекцией твёрдого или полутвёрдого вещества в её недрах<ref name="Freeman2006">Шаблон:Статья Шаблон:Cite web</ref>. Так как в силу температурной зависимости вязкости льда перемешивание внутренних слоёв должно начинаться только при температуре, близкой к температуре его плавления, полутвёрдая конвекция является одной из главных проблем в моделировании недр всех ледяных спутников, включая Каллисто<ref name="McKinnon2006"/>. Этот процесс исключительно медленный — со скоростью движения льда ≈1 см/год, но несмотря на это является эффективным охлаждающим механизмом на длительных временных отрезках<ref name="McKinnon2006">Шаблон:Статья</ref>. Постепенно процесс переходит в так называемый «режим закрытой крышки», когда жёсткий и холодный внешний слой спутника проводит тепло без конвекции, тогда как льды под ним находятся в состоянии полутвёрдой конвекции<ref name="Spohn 2003"/><ref name="McKinnon2006"/>. В случае Каллисто внешний проводящий уровень представляет собой твёрдую и холодную литосферу толщиной около 100 км, которая достаточно эффективно препятствует внешним проявлениям тектонической активности на спутнике<ref name="McKinnon2006"/><ref name="Nagel2004"/>. Конвекция в недрах Каллисто может быть многоуровневой по причине разных кристаллических фаз водяного льда на разных глубинах: на поверхности, при минимальной температуре и давлении, он находится в фазе I, тогда как в центральных областях должен находиться в фазе VII<ref name="Freeman2006"/>. Рано начавшаяся полутвёрдая конвекция в недрах Каллисто могла предотвратить крупномасштабное плавление льдов и последующую дифференциацию, которая иначе сформировала бы каменное ядро и ледяную мантию. Но очень медленная дифференциация недр Каллисто шла в течение миллиардов лет, и, возможно, продолжается по сей день<ref name="Nagel2004">Шаблон:Статья</ref>.
Текущие представления об истории Каллисто допускают существование подповерхностного океана из жидкой воды. Это связано с аномальным поведением температуры плавления льда I, которая уменьшается с давлением, достигая температуры в 251 K при 2070 барах (207 МПа)<ref name="Spohn 2003"/>. Во всех правдоподобных моделях температура на глубине между 100 и 200 км очень близка или немного превышает это значение<ref name="Freeman2006"/><ref name="McKinnon2006"/><ref name="Nagel2004"/>. Присутствие даже небольших количеств аммиака — даже около 1—2 % по массе — практически гарантирует существование жидкого слоя, потому как аммиак ещё более понижает температуру плавления<ref name="Spohn 2003"/>.
Хотя Каллисто и напоминает — по крайней мере по объёму и массе — Ганимед, у неё была гораздо более простая геологическая история. Поверхность Каллисто формировалась преимущественно ударными столкновениями и другими внешними силами<ref name="Greeley 2000"/>. В отличие от соседнего Ганимеда с его бороздчатыми поверхностями, на ней мало признаков тектонической активности<ref name="Showman1999"/>. Эти различия Каллисто и Ганимеда объясняют разными условиями формирования<ref name="Barr2">Шаблон:Статья</ref>, более сильным приливным нагревом Ганимеда<ref name="Showman2">Шаблон:Статья</ref> или бо́льшим влиянием на него поздней тяжёлой бомбардировки<ref name="Baldwin">Шаблон:Cite web</ref><ref name="LPI1158">Шаблон:Cite conference</ref><ref name="Barr">Шаблон:Статья</ref>. Относительно простая геологическая история Каллисто служит отправной точкой для планетологов при сравнении её с более сложными и активными объектами<ref name="Showman1999"/>.
Возможность жизни в океане
Как и в случае Европы и Ганимеда, популярна идея о возможности существования в подповерхностном океане Каллисто внеземной микробной жизни<ref name="Lipps2004">Шаблон:Статья Шаблон:Cite web</ref>. Однако на Каллисто условия для жизни несколько хуже, чем на Европе или Ганимеде. Основные причины: недостаточность соприкосновения с горными породами и низкий тепловой поток из недр спутника<ref name="Lipps2004"/>. Учёный Торренс Джонсон сказал следующее об отличии условий жизни на Каллисто от остальных галилеевых спутников<ref name="Phillips">Шаблон:Cite web</ref>:
На основе этих и других соображений считается, что среди всех галилеевых лун у Европы самые большие шансы на поддержание жизни, по крайней мере, микробной<ref name="Lipps2004"/><ref name="François2005">Шаблон:Статья</ref>.
Потенциал для колонизации
Начиная с 1980-х годов Каллисто считается привлекательной целью для пилотируемого космического полёта после аналогичной миссии на Марс благодаря тому, что лежит вне радиационного пояса Юпитера<ref>James Oberg: Where are the Russians Headed Next? Erschienen in Popular Mechanics, Oktober 1982, S. 183</ref>. В 2003 НАСА провела концептуальное исследование под названием Human Outer Planets Exploration (HOPE — рус. Надежда), в котором было рассмотрено будущее освоения человечеством внешней Солнечной системы. Одной из детально рассмотренных целей была Каллисто<ref name="HOPE">Шаблон:Cite web</ref><ref>Шаблон:Статья</ref>.
Было предложено в перспективе построить на спутнике станцию по переработке и производству топлива из окружающих льдов для КА, направляющихся для исследования более отдалённых областей Солнечной системы, помимо этого лёд можно было бы использовать и для добычи воды<ref name="CallistoBase">Шаблон:Cite web</ref>. Одним из преимуществ основания такой станции именно на Каллисто считается низкий уровень радиационного излучения (благодаря отдалённости от Юпитера) и геологическая стабильность. С поверхности спутника можно было бы удалённо, почти в режиме реального времени исследовать Европу, а также создать на Каллисто промежуточную станцию для обслуживания КА, направляющихся к Юпитеру для совершения гравитационного манёвра в целях полёта во внешние области Солнечной системы<ref name="HOPE"/>. Исследование называет программу EJSM предпосылкой к пилотируемому полёту. Считается, что к Каллисто отправится от одного до трёх межпланетных кораблей, один из которых будет нести экипаж, а остальные — наземную базу, устройство для добычи воды и реактор для выработки энергии. Предполагаемая длительность пребывания на поверхности спутника: от 32 до 123 суток; сам полёт, как считается, займёт от 2 до 5 лет.
В вышеупомянутом отчёте НАСА за 2003 год было предположено, что пилотируемая миссия к Каллисто будет возможна к 2040-м годам, а также были упомянуты технологии, которые должны быть разработаны и опробованы до указанного срока, вероятно, до и в ходе пилотируемых полётов к Луне и Марсу<ref>Шаблон:Cite web</ref><ref>Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). Шаблон:Wayback Veröffentlicht im Februar 2003.</ref>.
См. также
Примечания
Комментарии
- Шаблон:Note label Апоапсида выводится из большой полуоси (a) и эксцентриситета орбиты (e): <math>a(1+e)</math>.
- Шаблон:Note label Периапсида выводится из большой полуоси (a) и эксцентриситета орбиты (e): <math>a(1-e)</math>.
- Шаблон:Note label Площадь поверхности выведена из радиуса (r): <math>4\pi r^2</math>.
- Шаблон:Note label Объём выведен из радиуса (r): <math>\frac{4}{3}\pi r^3</math>.
- Шаблон:Note label Ускорение свободного падения на экваторе выведено из массы (m) и гравитационной постоянной (G) а также радиуса (r): <math>\frac{Gm}{r^2}</math>.
- Шаблон:Note label Первая космическая скорость для Каллисто вычислена исходя из массы (m), гравитационной постоянной (G), а также радиуса (r): <math>\textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}</math>.
- Шаблон:Note label Ведущее полушарие — полушарие, обращённое в направлении орбитального движения; ведомое полушарие направлено в противоположную сторону.
- Шаблон:Note label Однородные шарообразные тела имеют момент инерции 0,4mr2. Коэффициент ниже 0,4 говорит о том что плотность повышается с глубиной.
- Шаблон:Note label В случае ледяных спутников палимпсесты — круглые яркие геоструктуры, вероятно, остатки древних ударных кратеров; см. Greeley, 2000<ref name="Greeley 2000"/>.
Источники Шаблон:Примечания
Литература
Ссылки
- Шаблон:Cite web
- Страничка Каллисто Шаблон:Wayback на NinePlanets.orgШаблон:Ref
- Страничка Каллисто Шаблон:Wayback на Views of the Solar SystemШаблон:Ref
- Шаблон:Cite web
- Карта Каллисто с названиями деталей поверхности Шаблон:Wayback // НАСАШаблон:Ref
- Карта Каллисто с названиями деталей поверхности Шаблон:Wayback на Gazetteer of Planetary NomenclatureШаблон:Ref
Шаблон:Библиоинформация Шаблон:Спутники Юпитера Шаблон:Спутники Солнечной системы Шаблон:Юпитер Шаблон:Навигационная таблица Шаблон:Атмосферы