Каллісто (супутник)

Каллісто (лат. Callisto; грец. Καλλιστώ) — другий за розміром супутник Юпітера, один із чотирьох галілеєвих супутників і найдальший від планети серед них[1]. Відкритий 1610 року Галілео Галілеєм, названий на честь персонажа давньогрецької міфології — Каллісто, коханки Зевса.

Каллісто


Знімок «Галілео»

Дані про відкриття
Дата відкриття 7 січня 1610
Відкривач(і) Галілео Галілей
Планета Юпітер
Номер IV
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 1,88 млн. км
Орбітальний період 16,69 діб
Ексцентриситет орбіти 0,007
Нахил орбіти 0,21° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Діаметр 4821 км
Середній радіус 2410,5 км
Площа поверхні 73 млн. км²
Маса 1,08x1023 кг
Густина 1,83 г/см³
Прискорення вільного падіння 1,24 м/с²
Альбедо 0,17
Температура поверхні ~120 К
Атмосфера
Інші позначення
Юпітер IV

Каллісто у Вікісховищі

Завдяки низькому рівню радіаційного фону в околі Каллісто та її розмірам вона часто пропонується для заснування станції, яка слугуватиме для подальшого освоєння системи Юпітера людством[2]. Станом на 2016 рік основний об'єм знань про цей супутник отриманий апаратом «Галілео»; інші АМС — «Піонер-10», «Піонер-11», «Вояджер-1», «Вояджер-2», «Кассіні» та «Нові обрії» — вивчали супутник під час польоту до інших об'єктів.

Основні відомості

Каллісто — синхронний супутник: її період обертання навколо власної осі дорівнює її орбітальному періоду, таким чином, вона завжди повернута до Юпітера однією стороною (перебуває у припливному захопленні). Оскільки Каллісто не перебуває у високочастотному орбітальному резонансі з іншими великими супутниками, збурення з боку Іо, Європи, Ганімеда не викликають збільшення ексцентриситету її орбіти та не призводять до припливного розігрівання через взаємодію з центральною планетою[3].

Каллісто — третій за величиною супутник у Сонячній системі, а в супутниковій системі Юпітера — другий після Ганімеда. Діаметр Каллісто становить близько 99 % діаметра Меркурія, а маса — лише третину від маси цієї планети. Каллісто має середню густину близько 1,83 г/см3 і складається з приблизно рівної кількості каменю та льодів. Спектроскопія виявила на поверхні Каллісто водяний лід, вуглекислий газ, силікати і органіку.

Каллісто менше піддається впливу магнітосфери Юпітера, ніж ближчі його супутники, тому що розташовується достатньо далеко від нього[4]. Вона покрита великою кількістю кратерів, що вказує на великий вік її поверхні. Там практично не помітно слідів підповерхневих процесів (наприклад, тектонічних або вулканічних) і, очевидно, головну роль у формуванні рельєфу на супутнику відіграють удари метеоритів та більших об'єктів[5]. Найхарактерніша особливість поверхні Каллісто — багатокільцеві структури («цирки»), а також велика кількість ударних кратерів різної форми, деякі з яких утворюють ланцюжки, і пов'язані з усіма цими структурами схили, гребені та відклади[5]. Низовини супутника характеризуються згладженим ландшафтом і темнішим кольором, а верхні частини підвищень покриті яскравим інеєм[6]. Відносно невелика кількість маленьких кратерів у порівнянні з великими, а також помітна поширеність пагорбів вказують на поступове згладжування рельєфу супутника процесами сублімації[7]. Точний вік геоструктур Каллісто невідомий.

Каллісто оточена надзвичайно розрідженою атмосферою, що складається з вуглекислого газу[8] і, можливо, з молекулярного кисню[9], а також відносно потужною іоносферою[10].

Каллісто, ймовірно, утворилася в ході повільної акреції з газопилового диска, що оточував Юпітер після його формування[11]. Через низьку швидкість нарощування маси супутника і слабого припливного нагрівання температура в його надрах була недостатньою для їх диференціації. Але невдовзі після початку формування Каллісто всередині неї почалася повільна конвекція, яка призвела до часткової диференціації — формування підповерхневого океану на глибині 100—150 км і невеликого силікатного ядра[12]. За даними вимірювань, виконаних з борта космічного апарата «Галілео», глибина підповерхневого шару рідкої води перевищує 100 км[13][14]. Наявність океану в надрах Каллісто робить цей супутник одним із місць, де можливе позаземне життя. Однак на Каллісто умови для виникнення і підтримання життя на основі хемосинтезу менш сприятливі, ніж на Європі[15].

Відкриття та найменування

Каллісто була виявлена Галілео Галілеєм у січні 1610 року разом із трьома іншими великими супутниками Юпітера (Іо, Європою та Ганімедом)[16] і отримала свою назву, як і інші галілеєві супутники, на честь коханих давньогрецького бога Зевса. Каллісто була німфою (за іншими джерелами — донькою Лікаона), наближеною до богині полювання Артеміди[17]. Однак сучасні назви галілеєвих супутників не використовувалися широко аж до середини 20 століття. У багатьох ранніх астрономічних роботах Каллісто згадується як Юпітер IV (за системою, запропонованою Галілео) або як «четвертий супутник Юпітера»[18].

Дослідження

Проліт поблизу Юпітера в 1970-х роках АМС «Піонер-10» і «Піонер-11» лише незначно розширив уявлення про поверхню та внутрішню структуру Каллісто у порівнянні з тим, що було про неї відомо завдяки наземним спостереженням[6]. Справжнім проривом стало дослідження супутника космічними апаратами «Вояджер-1» і «2» в ході їх прольоту біля Юпітера в 1979—1980 роках. Вони виконали фотографування більші ніж половини поверхні супутника з роздільністю в 1—2 км, і дозволили отримати точні дані про його масу та форму, а також температуру поверхні[6]. Нова епоха досліджень тривала з 1994 по 2003, коли космічний апарат «Галілео» здійснив вісім близьких прольотів від Каллісто, а під час останнього прольоту по орбіті C30 у 2001 пройшов на відстані 138 км від поверхні супутника. «Галілео» виконав глобальне фотографування поверхні супутника і для деяких окремих районів зробив немало фотографій з роздільністю до 15 м[5]. 2000 року космічний апарат «Кассіні», перебуваючи в польоті до системи Сатурна, отримав інфрачервоні спектри Каллісто з високою роздільністю.[19] У лютому — березні 2007 року космічний апарат «Нові обрії», перебуваючи на шляху до Плутона, отримав нові зображення і спектри Каллісто[20].

Проєкти майбутніх космічних апаратів

Запропонована до запуску у 2020 році Europa Jupiter System Mission (EJSM) є спільним проєктом NASA і ЄКА із дослідження супутників Юпітера та його магнітосфери. У лютому 2009 року ЄКА і NASA підтвердили, що місії було присвоєно вищий пріоритет, ніж Titan Saturn System Mission.[21] Але оскільки ЄКА здійснює одночасну підтримку інших програм, то європейський внесок у цю програму постає перед фінансовими труднощами.[22] EJSM буде складатися приблизно з 4 апаратів: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ЄКА) і, можливо, Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA), а також Jupiter Europa Lander (ФКА Росії).

Орбіта й обертання
Каллісто (знизу і ліворуч), Юпітер (згори і праворуч) та Європа (нижче і лівіше від Великої червоної плями). Фото було зроблене з борта космічного апарата «Кассіні»

Каллісто — зовнішній з чотирьох галілеєвих супутників. Її орбіта пролягає на відстані 1 882 000 км від Юпітера, що становить близько 26,3 його радіусів (71 492 км)[1]. Це значно більше, ніж радіус орбіти попереднього галілеєвого супутника, Ганімеда, який становить 1 070 000 км. Завдяки відносно віддаленій орбіті Каллісто не перебуває і, ймовірно, ніколи не перебувала в орбітальному резонансі з трьома іншими галілеєвими супутниками[3].

Як і більшість регулярних супутників[23] планет, Каллісто обертається синхронно з власним орбітальним рухом[24]: тривалість дня на Каллісто дорівнює її орбітальному періоду і становить 16,7 земних діб. Орбіта супутника має невеликий ексцентриситет і нахил до екватора Юпітера, які квазіперіодично змінюються через гравітаційні збурення від Сонця і планет протягом століть. Діапазон змін становить 0,0072—0,0076 і 0,20—0,60° відповідно[3]. Ці орбітальні збурення також змушують нахил осі обертання змінюватись між 0,4° і 1,6°[25]. Віддаленість Каллісто від Юпітера призвела до того, що вона ніколи не піддавалася суттєвому припливному розігріванню, і це мало важливі наслідки для внутрішньої структури супутника та його геологічної еволюції[26]. Така відстань від Юпітера означає також, що потік заряджених частинок, що випадають на поверхню Каллісто з магнітосфери Юпітера, відносно низький — приблизно в 300 разів нижчий, ніж на Європі. Отже, радіація не відіграла важливої ролі у формуванні вигляду поверхні цього супутника, на відміну від інших галілеєвих супутників[4]. Рівень радіації на поверхні Каллісто еквівалентний дозі близько 0,01 бер (0,1 мЗв) за добу[27].

Фізичні характеристики

Склад
Ближній інфрачервоний спектр темних кратерованих рівнин (червоний) і ударного кратера Асгард (блакитний) показує надлишок у цьому кратері водяного льоду (лінії поглинання з 1 до 2 мкм)[28] і меншу кількість скельних порід.

Середня густина Каллісто дорівнює 1,83 г/см3[24]. Це вказує на те, що вона складається з приблизно рівної кількості водяного льоду та скельних порід і додаткових включень замерзлих газів[13]. Масова частка льодів становить близько 49—55 %[12][13]. Точний склад кам'яного складника супутника невідомий, але, мабуть, він близький до складу звичайних хондритів класу L/LL, у який у порівнянні з хондритами класу H нижчий повний вміст заліза, менший відсоток металічного заліза і більший — оксидів заліза. Масове співвідношення між залізом і кремнієм в Каллісто лежить в межах 0,9—1,3 (для прикладу, для Сонця це співвідношення приблизно дорівнює 1:8)[13].

Альбедо поверхні Каллісто приблизно дорівнює 20 %[6]. Вважається, що склад її поверхні приблизно такий самий, як і склад її в цілому. На її спектрах у ближній інфрачервоній області видно смуги поглинання водяного льоду на довжинах хвиль 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 і 3,0 мкм[6]. Мабуть, водяний лід на поверхні Каллісто зустрічається скрізь; його масова частка становить від 25 до 50 %[14]. Аналіз ближніх інфрачервоних та ультрафіолетових спектрів у високій роздільності, отриманих космічним апаратом «Галілео» і наземними інструментами, виявив значну кількість і інших речовин: гідратовані силікати, що містять магній та залізо[6], вуглекислий газ[19], діоксид сірки[29], а також, ймовірно, аміак та інші органічні сполуки[6][14]. Результати місії вказують на наявність деякої кількості толінів на поверхні[30]. Крім того, спектральні дані вказують на сильну дрібномасштабну неоднорідність поверхні супутника. Невеликі яскраві плями чистого водяного льоду хаотично перемішані з ділянками, покритими сумішшю каменів і льоду, і з великими темними областями, покритими некрижаними породами[6][5].

Поверхні Каллісто властива асиметрія: ведуча півкуля[g] темніша, ніж ведена. На інших галілеєвих супутниках ситуація протилежна[6]. Ведена півкуля[g], судячи з усього, багата вуглекислим газом, в той час як на ведучій більше діоксиду сірки[31]. Велика кількість відносно молодих ударних кратерів (як от кратер Адлінда) також збагачена вуглекислим газом[31]. В цілому, хімічний склад поверхні Каллісто, особливо її темних областей, скоріш за все близький до складу астероїдів D-класу[5], поверхня яких складається з вуглецевмісної матерії.

Внутрішня будова
Внутрішня будова Каллісто

Сильно поритий кратерами поверхневий шар Каллісто розташовується на холодній та жорсткій крижаній літосфері, товщина якої за різними оцінками становить від 80 до 150 км[12][13]. Якщо дослідження магнітних полів навколо Юпітера та його супутників були інтерпретовані правильно, то під крижаною корою може розташовуватися солоний океан глибиною 50—200 км[12][13][32][33]. Було виявлено, що Каллісто взаємодіє з магнітним полем Юпітера як добре провідна куля: поле не може потрапити в надра супутника, що вказує на наявність суцільного шару з електропровідної рідини товщиною не менше 10 км[33]. Існування океану стає ймовірнішим, якщо припустити наявність в ньому невеликої кількості (до 5 % за масою) аміаку або іншого антифризу[12]. В такому випадку глибина океану може досягати 250—300 км[13]. Літосфера, що розташовується над океаном, може бути дещо товстішою — до 300 км.

Надра Каллісто, що розташовуються нижче літосфери і ймовірного океану, мабуть, не є ні повністю однорідними, ні повністю розшарованими, а є сумішшю речовин з поступовим ростом вмісту силікатів з глибиною. На це вказує низьке значення моменту інерції[h] супутника (за даними «Галілео»[24] він дорівнює (0,3549 ± 0,0042)×mr2)[13][34]. Іншими словами, Каллісто лише частково диференційована. Значення густини та моменту інерції сумісні з наявністю в центрі супутника маленького силікатного ядра. У будь-якому випадку, радіус такого ядра не може перевищувати 600 км, а його густина може лежати в межах від 3,1 до 3,6 г/см3[24][13]. Таким чином, надра Каллісто разюче відрізняються від надр Ганімеда, які, судячи з усього, диференційовані повністю[14][35].

Деталі поверхні
Зображення, отримане космічним апаратом «Галілео», на якому видно кратеровані рівнини з вираженим локальним вирівнюванням поверхні супутника.
Ударний кратер Хар з центральним куполом. Декілька ланцюжків на знімку — сліди формування іншого ударного кратера з назвою Тіндр у верхньому правому куті зображення.

Давня поверхня Каллісто — одна з найбільш сильно кратерованих у Сонячній системі[36]. Щільність кратерів на поверхні супутника настільки велика, що майже кожен новий ударний кратер накладається на старий або лягає так близько до сусіднього, що руйнує його. Великомасштабна геологія Каллісто відносно проста: на супутнику немає ніяких великих гір, вулканів і подібних ендогенних тектонічних структур[37]. Ударні кратери та багатокільцеві структури разом із пов'язаними розломами, уступами та відкладами — єдині великі геоструктури, розрізнювані на поверхні[5][37].

Поверхню Каллісто можна поділити на наступні геологічно відмінні регіони: кратеровані рівнини, світлі рівнини, яскраві і темні гладкі рівнини, а також різні райони, пов'язані з ударними кратерами та частинами багатокільцевих геоструктур.[5][37] Кратеровані рівнини покривають більшу частину поверхні супутника, і це найдавніші її ділянки. Вони покриті сумішшю льодів та скельних порід. Світлі рівнини не такі поширені. Вони включають яскраві ударні кратери як от Бур і Лофн, а також сліди від давніших та більших кратерів, відомі як палімпсести,[i] центральні регіони багатокільцевих геоструктур та ізольовані ділянки на кратерованих рівнинах[5]. Вважається, що світлі рівнини покриті крижаними викидами імпактного походження. Яскраві, згладжені рівнини рідко зустрічаються на поверхні Каллісто і наявні переважно в районі впадин і борозен біля Валгалли та Асгарда, чи деяких ділянках кратерованих рівнин. Спочатку вважалося, що вони пов'язані з ендогенною активністю супутника, але фотографії з високою роздільністю, зроблені космічним апаратом «Галілео», демонструють, що яскраві та гладкі рівнини пов'язані з потрісканою і горбистою поверхнею і не мають ознак тектонічного чи вулканічного походження.[5] Зображення з космічного апарату «Галілео» також дозволили розрізнити невеликі темні згладжені райони площею меншою ніж 10 000 км2, які оточують більш пересічену місцевість. Можливо, вони покриті викидами кріовулканів[5]. Оскільки щільність кратерів на рівнинних ділянках нижча фонової, ці ділянки повинні бути відносно молодими[5][38].

Зображення Вальхалли, багатокільцевої астроблеми з діаметром близько 3800 км, отримане космічним апаратом Вояджер-1.
Ланцюжок Гомул та його збільшений фрагмент

Найбільші геоструктури на Каллісто — багатокільцеві басейни, які іноді називають амфітеатрами або цирками через їхній зовнішній вигляд.[5][37] Найбільший із них — Вальхалла з яскравим центральним регіоном діаметром 600 км, який оточують концентричні кільця радіусом до 1800 км[39]. Друга за величиною циркова структура, Асгард, має поперечник близько 1600 км[39]. Багатокільцеві структури, ймовірно, утворені розломами літосфери, що лежать на пухких або рідких шарах (можливо, на океані) після зіткнень із великими небесними тілами[40]. Також на поверхні Каллісто є ланцюжки з ударних кратерів (іноді вони зливаються один з одним). Ймовірно, вони виникли при зіткненні з Каллісто залишків об'єктів, які, підійшовши надмірно близько до Юпітера — ще до свого зіткнення з Каллісто, — були зруйновані припливними силами. Можливо також, що ланцюжки утворилися при пологих дотичних зіткненнях з поступовим руйнуванням падаючих тіл.[5][41] В останньому випадку їх руйнування могло відбутися внаслідок їхньої взаємодії з нерівностями рельєфу супутника, або бути результатом комбінації припливної дії Каллісто та відцентрових сил через їх власне обертання (див. також Супутники астероїдів).

Звичайні ударні кратери, видимі на супутнику, мають розмір від 0,1 км (цей ліміт визначається роздільною здатністю камер космічного апарата) до 200 км[5]. Невеликі кратери, з діаметрами менше як 5 км, мають форму чаші з увігнутим або плоским дном. Кратери розміром від 5 до 40 км зазвичай мають центральну гірку. Більші кратери (розміром 25—100 км) замість неї мають центральну ямку, як, наприклад, структура Тіндр[5]. Більші кратери (з розмірами від 60 км) можуть мати в центрі своєрідні «куполи», що є наслідком тектонічного підйому після зіткнення (наприклад, Дох і Хар).[5]

Як згадувалося вище, на поверхні Каллісто були виявлені невеликі ділянки чистого водяного льоду з альбедо вище 80 %, оточені темнішою речовиною.[6] Фотографії з високою роздільністю, отримані космічним апаратом «Галілео», показали, що ці яскраві ділянки переважно розташовані на підвищеннях — на валах кратерів, уступах, гребенях та пагорбах.[6] Ймовірно, вони покриті тонкими відкладами водяного інею. Темна речовина зазвичай розташовується у навколишніх низовинах і виглядає відносно гладкою та рівною. Нерідко вона утворює ділянки до 5 км поперечником на дні кратерів і в міжкратерних пониженнях.[6]

Два зсуви довжиною 3—3,5 км у правій частині двох великих кратерів.

На масштабах менше кілометра рельєф Каллісто згладжений ерозією сильніше, ніж рельєф інших крижаних галілеєвих супутників[6]. Концентрація невеликих ударних кратерів (з діаметрами менше ніж 1 км) там менша, ніж, наприклад, на темних рівнинах Ганімеда[5]. Замість невеликих кратерів майже всюди видно невеликі пагорби та впадини[6]. Вважається, що пагорби — це залишки валів кратерів, зруйнованих ще не до кінця зрозумілими процесами[7]. Найімовірніша причина цього явища — повільна сублімація льодів через нагрівання Сонцем (на денній стороні температура досягає 165 К)[6]. Сублімація води або інших летких сполук з «брудного льоду», з якого складаються кромки кратерів, викликає їх руйнування, а некрижані складові частини кромок утворюють обвали[7]. Такі обвали, що часто спостерігаються і поблизу кратерів і всередині них, в науковій літературі отримали назву «уламкового фартуха» (англ. debris apron)[6][5][7]. Іноді кратерні вали прорізані так званими «ярами» — звивистими борознами, що мають аналоги на Марсі[6]. Якщо гіпотеза про сублімацію льодів правильна, то темні ділянки поверхні, що лежать у низовинах, складаються з переважно бідних леткими речовинами порід, які взялися зі зруйнованих валів, що оточували кратери, і накрили собою крижану поверхню Каллісто.

Приблизний вік ділянок поверхні Каллісто визначається за щільністю їх кратерування. Чим старіша поверхня, тим щільніше вона кратерована[42]. Абсолютних датувань деталей рельєфу Каллісто немає, але згідно з теоретичними оцінками, кратеровані рівнини мають вік переважно близько 4,5 млрд років, що приблизно відповідає віку Сонячної системи. Оцінка віку багатокільцевих структур і різних ударних кратерів залежить від прийнятого значення швидкості кратерування, і оцінюється різними авторами від 1 до 4 млрд років.[5][36]

Атмосфера та іоносфера
Індуковане магнітне поле навколо Каллісто

У Каллісто була виявлена вкрай розріджена атмосфера з вуглекислого газу.[8] Вона була зафіксована спектрометром для картування в ближній інфрачервоній області (NIMS) на борту космічного апарата «Галілео» по лінії поглинання на довжині хвилі 4,2 мкм. Приповерхневий тиск оцінюється приблизно в 7,5×10−12 бар (0,75 мкПА), а концентрація частинок — в 4×108 частинок/см3. Без поповнення така атмосфера була б втрачена за 4 дні (див. Планетарний вітер), і це означає, що вона постійно поповнюється — очевидно, завдяки сублімації замерзлого вуглекислого газу,[8] що узгоджується з гіпотезою про деградацію валів кратерів внаслідок сублімації льодів.

Іоносфера у Каллісто також була виявлена саме під час прольоту космічного апарата «Галілео»;[10] і її висока електронна густина (7—17×104 см−3) не може пояснюватися фотоіонізацією одного лише атмосферного вуглекислого газу. На цьому базується припущення, що атмосфера Каллісто насправді складається переважно з молекулярного кисню, і його масова частка у 10—100 разів перевищує частку вуглекислого газу[9].

Однак прямих спостережень кисню в атмосфері Каллісто ще немає (станом на 2012 рік). Спостереження з «Габбла» (HST) дозволили встановити верхню межу його концентрації, яка узгоджується з даними супутника «Галілео» про іоносферу[43]. В той же час HST виявив конденсований кисень на поверхні Каллісто[44].

Походження та еволюція

Слабка диференціація Каллісто, на яку вказують вимірювання моменту інерції, означає, що супутник ніколи не був розігрітий до температур, достатніх для розплавлення льодів, які становлять його немалу частину[12]. Тому найімовірніше, що супутник утворився в ході повільної акреції зовнішніх шарів розрідженої газопилової туманності, яка оточувала Юпітер в процесі його утворення[11]. Тепло, що генерувалося зіткненнями, радіоактивним розпадом і стисненням супутника, при достатньо повільній акреції речовини успішно відводилося в космос, що запобігло плавленню льодів і швидкому розшаруванню речовин з різними густинами[11]. Ймовірно супутник сформувався за час 0,1—10 млн років[11].

Фото еродуючих (вище) і повністю еродованих (нижче) пагорбів (~100 м висотою), які можливо, сформувалися з речовини, викинутої при зіткненні

Подальша еволюція Каллісто після акреції визначалася радіоактивним нагріванням, охолодженням поверхні через променевий перенос, а також конвекцією твердої чи напівтвердої речовини в її надрах[26]. Оскільки через температурну залежність в'язкості льоду перемішування внутрішніх шарів повинне починатися лише при температурі, близькій до температури його плавлення, напівтверда конвекція є однією з головних проблем у моделюванні надр всіх крижаних супутників, включаючи Каллісто.[45] Цей процес надзвичайно повільний — зі швидкістю руху льоду ≈1 см/рік, але незважаючи на це є ефективним охолоджуючим механізмом на тривалих часових відрізках.[45] Поступово процес переходить у так званий «режим закритої кришки», коли жорсткий і холодний зовнішній шар супутника проводить тепло без конвекції, тоді як льоди під ним перебувають у стані напівтвердої конвекції.[12][45] У випадку Каллісто зовнішній провідний рівень є твердою і холодною літосферою товщиною близько 100 км, яка достатньо ефективно перешкоджає зовнішнім проявам тектонічної активності на супутнику.[45][46] Конвекція в надрах Каллісто може бути багаторівневою через різні кристалічні фази водяного льоду на різних глибинах: на поверхні, при мінімальній температурі та тиску, він перебуває у фазі I, в той час як у центральних областях повинен перебувати у фазі VII.[26] Напівтверда конвекція в надрах Каллісто, яка почалася рано, могла запобігти великомасштабному плавленню льодів і наступній диференціації, яка інакше сформувала б кам'яне ядро і крижану мантію. Але дуже повільна диференціація надр Каллісто ішла протягом мільярдів років, і, мабуть, триває й досі.[46]

Поточні уявлення про історію Каллісто допускають існування підповерхневого океану з рідкої води. Це пов'язано з аномальним характером температури плавлення льоду I, яка зменшується з тиском, досягаючи температури 251 K при 2070 барах (207 МПа)[12]. У всіх правдоподібних моделях температура на глибині між 100 і 200 км дуже близька або трохи перевищує це значення[26][45][46]. Наявність навіть невеликих кількостей аміаку — навіть близько 1—2 % за масою — практично гарантує існування рідкого шару, тому що аміак ще більше понижує температуру плавлення[12].

Хоча Каллісто і нагадує — принаймні за об'ємом і масою — Ганімед, у неї була набагато простіша геологічна історія. Поверхня Каллісто формувалася переважно ударними зіткненнями та іншими зовнішніми силами[5]. На відміну від сусіднього Ганімеда з його покритими борознами поверхнями, на ній мало ознак тектонічної активності[14]. Ці відмінності Каллісто і Ганімеда пояснюють різними умовами формування[47], сильнішим припливним нагріванням Ганімеда[48] чи більшим впливом на нього пізнього важкого бомбардування[49][50][51]. Відносно проста геологічна історія Каллісто є відправною точкою для планетологів при порівнянні її зі складнішими та активнішими об'єктами.[14]

Зіставлення розмірів Землі, Місяця і Каллісто

Можливість життя в океані

Як і у випадку Європи та Ганімеда, популярною є ідея про можливість існування у підповерхневому океані Каллісто позаземного мікробного життя.[15] Однак на Каллісто умови для життя дещо гірші, ніж на Європі чи Ганімеді.

На основі цих та інших уявлень вважається, що серед всіх галілеєвих супутників у Європи найбільші шанси на підтримання життя, принаймні, мікробного.[15][52]

Потенціал для колонізації
База на Каллісто в уяві художника[53]

Починаючи з 1980-х років Каллісто вважається привабливою ціллю для пілотованого космічного польоту після аналогічної місії на Марс завдяки тому, що лежить поза радіаційним поясом Юпітера[54]. 2003 року NASA виконала концептуальне дослідження під назвою Human Outer Planets Exploration (HOPE — надія), в якому було розглянуто майбутнє освоєння людством зовнішньої Сонячної системи. Однією з детально розглянутих цілей була Каллісто[2][55].

Було запропоновано в перспективі побудувати на супутнику станцію по переробці та виробництву палива із навколишніх льодів для космічних апаратів, що прямують для дослідження більш віддалених областей Сонячної системи, крім цього лід можна було б використовувати і для добування їжі[53]. Однією з переваг заснування такої станції саме на Каллісто вважається низький рівень радіаційного випромінювання (завдяки віддаленості від Юпітера) і геологічна стабільність. З поверхні супутника можна було б віддалено, майже в режимі реального часу досліджувати Європу, а також створити на Каллісто проміжну станцію для обслуговування космічних апаратів, які прямують до Юпітера для здійснення гравітаційного маневру з метою польоту у зовнішні області Сонячної системи[2]. Дослідження називає програму EJSM передумовою до пілотованого польоту. Вважається, що до Каллісто відправиться від одного до трьох міжпланетних кораблів, один з яких буде нести екіпаж, а інші — наземну базу, пристрій для добування води та реактор для вироблення енергії. Передбачувана тривалість перебування на поверхні супутника: від 32 до 123 діб; сам політ, ймовірно, займе від 2 до 5 років.

У вищезгаданому звіті NASA за 2003 рік було запропоновано, що пілотована місія до Каллісто буде можлива до 2040-х років, а також були згадані технології, які повинні бути розроблені та випробувані до вказаного терміну, ймовірно, до і в ході пілотованих польотів до Місяця і Марса[56][57].

Див. також

Зауваження
  • g.^  Ведуча півкуля — півкуля, обернена в напрямку орбітального руху; ведена півкуля направлена в протилежний бік.
  • h.^  Однорідні тіла кулястої форми мають момент інерції 0,4mr2. Коефіцієнт нижче 0,4 вказує на те, що густина зростає з глибиною.
  • i.^  У випадку крижаних супутників палімпсести — круглі яскраві геоструктури, ймовірно, залишки давніх ударних кратерів; див. Greeley, 2000[5].

Примітки
  1. Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архів оригіналу за 14 серпня 2009. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  2. Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (PDF). NASA. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  3. Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. Icarus 159 (2): 500–504. Bibcode:2002Icar..159..500M. doi:10.1006/icar.2002.6939. (англ.)
  4. Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. (2001). Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites (PDF). Icarus 139 (1): 133–159. Bibcode:2001Icar..149..133C. doi:10.1006/icar.2000.6498. Архів оригіналу за 25 лютого 2009. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  5. Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; et al. (2000). Galileo views of the geology of Callisto. Planetary and Space Science 48 (9): 829–853. Bibcode:2000P&SS...48..829G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7. (англ.)
  6. Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al. (2004). «Callisto». У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (PDF). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf. (англ.)
  7. Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. (1999). Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission. Icarus 140 (2): 294–312. Bibcode:1999Icar..140..294M. doi:10.1006/icar.1999.6132. (англ.)
  8. Carlson, R. W.; et al. (1999). A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto (PDF). Science 283 (5403): 820–821. Bibcode:1999Sci...283..820C. PMID 9933159. doi:10.1126/science.283.5403.820. (англ.)
  9. Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al. (2005). Atmosphere of Callisto (PDF). Journal of Geophysics Research 110 (E2): E02003. Bibcode:2005JGRE..11002003L. doi:10.1029/2004JE002322. Архів оригіналу за 12 грудня 2011. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  10. Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al. (2002). Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations. Journal of Geophysics Research 107 (A11): 1407. Bibcode:2002JGRA.107kSIA19K. doi:10.1029/2002JA009365. (англ.)
  11. Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3404–3423. Bibcode:2002AJ....124.3404C. doi:10.1086/344684. (англ.)
  12. Spohn, T.; Schubert, G. (2003). Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?. Icarus 161 (2): 456–467. Bibcode:2003Icar..161..456S. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Архів оригіналу за 27 лютого 2008. Процитовано 31 липня 2016. (ісп.)
  13. Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). Internal structure of Europa and Callisto. Icarus 177 (2): 550–369. Bibcode:2005Icar..177..550K. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. (англ.)
  14. Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). The Galilean Satellites (PDF). Science 286 (5437): 77–84. PMID 10506564. doi:10.1126/science.286.5437.77. (англ.)
  15. Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). Astrobiology of Jupiter's Icy Moons (PDF). Proc. SPIE 5555: 10. doi:10.1117/12.560356. Архів оригіналу за 20 серпня 2008. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  16. Galilei, G.; Sidereus Nuncius Архівовано 23 лютого 2001 у Archive.is (March 13, 1610) (англ.)
  17. Satellites of Jupiter. The Galileo Project. Архів оригіналу за 12 листопада 2007. Процитовано 31 липня 2007. (англ.)
  18. Barnard, E. E. (1892). Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter. Astronomical Journal 12: 81–85. Bibcode:1892AJ.....12...81B. doi:10.1086/101715. (англ.)
  19. Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. (2003). Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter. Icarus 164 (2): 461–470. Bibcode:2003Icar..164..461B. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. (англ.)
  20. Morring, F. (7 травня 2007). Ring Leader. Aviation Week & Space Technology: 80–83. (англ.)
  21. Rincon, Paul (20 лютого 2009). Jupiter in space agencies' sights. BBC News. Процитовано 20 лютого 2009. (англ.)
  22. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA. 21 липня 2007. Архів оригіналу за 23 листопада 2008. Процитовано 20 лютого 2009. (англ.)
  23. Регулярними називаються внутрішні супутники планет, які обертаються в напрямку обертання центральної планети і мають невеликий нахил орбіти до площини її обертання.
  24. Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. (2001). Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto. Icarus 153 (1): 157–161. Bibcode:2001Icar..153..157A. doi:10.1006/icar.2001.6664. (англ.)
  25. Bills, Bruce G. (2005). Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter. Icarus 175 (1): 233–247. Bibcode:2005Icar..175..233B. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. (англ.)
  26. Freeman, J. (2006). Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto (PDF). Planetary and Space Science 54 (1): 2–14. Bibcode:2006P&SS...54....2F. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Архів оригіналу за 24 серпня 2007. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  27. Frederick A. Ringwald (29 лютого 2000). SPS 1020 (Introduction to Space Sciences). California State University, Fresno. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 4 липня 2009. (англ.)
  28. Clark, R. N. (10 квітня 1981). Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm. Journal of Geophysical Research 86 (B4): 3087–3096. Bibcode:1981JGR....86.3087C. doi:10.1029/JB086iB04p03087. Процитовано 3 березня 2010. (англ.)
  29. Noll, K.S. (1996). Detection of SO2 on Callisto with the Hubble Space Telescope (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1852. Архів оригіналу за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  30. T. B. McCord et al. Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede // Science. — 1997. — Vol. 278, no. 5336. — P. 271—275. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.278.5336.271. (англ.)
  31. Hibbitts, C.A.; McCord, T. B.; Hansen, G.B. (1998). Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto. Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1908. Архів оригіналу за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  32. Khurana, K. K.; et al. (1998). Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto (PDF). Nature 395 (6704): 777–780. Bibcode:1998Natur.395..777K. PMID 9796812. doi:10.1038/27394. (англ.)
  33. Zimmer, C.; Khurana, K. K. (2000). Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations (PDF). Icarus 147 (2): 329–347. Bibcode:2000Icar..147..329Z. doi:10.1006/icar.2000.6456. (англ.)
  34. Anderson, J. D.; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al. (1998). Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto (PDF). Science 280 (5369): 1573–1576. Bibcode:1998Sci...280.1573A. PMID 9616114. doi:10.1126/science.280.5369.1573. Архів оригіналу за 26 вересня 2007. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  35. Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites. Icarus 157 (1): 104–119. Bibcode:2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828. (англ.)
  36. Zahnle, K.; Dones, L. (1998). Cratering Rates on the Galilean Satellites (PDF). Icarus 136 (2): 202–222. Bibcode:1998Icar..136..202Z. PMID 11878353. doi:10.1006/icar.1998.6015. Архів оригіналу за 27 лютого 2008. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  37. Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. (1997). Geological map of Callisto. U.S. Geological Survey. (англ.)
  38. Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (March 12–16, 2001). Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. (англ.)
  39. Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN (вид. 2002). U.S. Geological Survey. Архів оригіналу за 9 травня 2013. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  40. Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. (2001). Geological Evidence for an Ocean on Callisto (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1818. Архів оригіналу за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  41. Історичним прикладом припливного руйнування небесного тіла, яке пролетіло біля Юпітера, є комета Шумейкерів—Леві 9. Згодом її уламки впали на Юпітер, залишивши на видимій поверхні цієї планети 13 темних газопилових областей значного розміру.
  42. Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al. (1997). Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1221. Архів оригіналу за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  43. Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. (2002). Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor. The Astrophysical Journal 581 (1): L51–L54. Bibcode:2002ApJ...581L..51S. doi:10.1086/345803. (англ.)
  44. Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. (2002). Condensed O2 on Europa and Callisto (PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3400–3403. Bibcode:2002AJ....124.3400S. doi:10.1086/344307. (англ.)
  45. McKinnon, William B. (2006). On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. Icarus 183 (2): 435–450. Bibcode:2006Icar..183..435M. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. (англ.)
  46. Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. Icarus 169 (2): 402–412. Bibcode:2004Icar..169..402N. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. (англ.)
  47. Barr, A. C.; Canup, R. M. (3 серпня 2008). Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites. Icarus (Elsevier) 198 (1): 163–177. Bibcode:2008Icar..198..163B. doi:10.1016/j.icarus.2008.07.004. (англ.)
  48. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997-03). Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede. Icarus (Elsevier) 127 (1): 93–111. Bibcode:1997Icar..127...93S. doi:10.1006/icar.1996.5669. (англ.)
  49. Baldwin, E. (25 січня 2010). Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy. Astronomy Now Online. Astronomy Now. Архів оригіналу за 30 січня 2010. Процитовано 1 березня 2010. (англ.)
  50. Barr, A. C.; Canup, R. M. (March 2010). Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment. 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. Процитовано 1 березня 2010. (англ.)
  51. Barr, A. C.; Canup, R. M. (24 січня 2010). Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment. Nature Geoscience 3 (March 2010): 164–167. Bibcode:2010NatGe...3..164B. doi:10.1038/NGEO746. Процитовано 1 березня 2010. (англ.)
  52. François, Raulin (2005). Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations (PDF). Space Science Reviews 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. doi:10.1007/s11214-005-1967-x. (англ.)
  53. Vision for Space Exploration (PDF). NASA. 2004. Архів оригіналу за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  54. James Oberg: Where are the Russians Headed Next? Erschienen in Popular Mechanics, Oktober 1982, S. 183 (англ.)
  55. Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 січня 2003). Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). American Institute of Physics Conference Proceedings 654: 821–828. doi:10.1063/1.1541373. (англ.)
  56. USA.gov: The U.S. Government's Official Web Portal Архівовано 2 липня 2012 у WebCite (англ.)
  57. 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). Veröffentlicht im Februar 2003. (англ.)

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.