Что больше каллисто или луна

Каллисто (луна)

Каллисто (также Каллисто или Юпитер IV ) — четвертый спутник планеты-гиганта Юпитер . Это второй по величине из четырех крупных спутников Юпитера и, имея диаметр 4820 км, является третьим по величине спутником в Солнечной системе , лишь немного меньше (хотя и гораздо более массивной) планеты Меркурий .

Каллисто принадлежит к типу ледяных лун . Это самое богатое кратерами тело в Солнечной системе.

Каллисто — самая удаленная из больших лун I — IV, все они настолько яркие, что вы можете увидеть их в бинокль .

Он в пять раз дальше от Юпитера, чем Луна от Земли , но из-за огромной массы планеты у нее всего 16 дней обращения. На следующем внутреннем спутнике III ( Ганимед ) 7,2 дня.

содержание

история

Открытие Каллисто приписывают итальянскому ученому Галилео Галилею , который направил свой простой телескоп на Юпитер в 1610 году . Четыре великих луны Ио , Европа , Ганимед и Каллисто также известны как Галилеевы луны .

Луна была названа в честь нимфы Каллисто ( древнегреческое Καλλιστώ, производное от καλλίστη KALLISTE «прекраснейший»), возлюбленной Зевса из греческой мифологии . Согласно легенде, Каллисто и ее сын Аркас позже были превращены в медведей и перенесены в звездное небо. Поэтому Каллисто можно увидеть на небе дважды: как созвездие Большой Медведицы (Большая Медведица) и как луну Юпитера.

В отличие от луны Земли, Каллисто, как и все спутники Солнечной системы, не имеет официального астрономического символа или того, который обычно используется.

Имя Каллисто было предложено Саймоном Мариусом вскоре после открытия, но долгое время оно не прижилось. Он не использовался снова до середины 20 века. Раньше луны обычно нумеровались только римскими цифрами, а Каллисто называли спутником Юпитера IV , поскольку нумерация изначально основывалась на порядке определения размеров орбит.

Орбита и вращение

Каллисто обращается вокруг Юпитера на среднем расстоянии 1882,700 км за 16 дней, 16 часов и 32 минуты. Его орбита имеет эксцентриситет 0,007 и наклонена на 0,51 ° к экваториальной плоскости Юпитера.

Каллисто, самый дальний из галилеевых спутников, находится на расстоянии более 800 000 км от орбиты ближайшего внутреннего и немного большего Ганимеда. Относительно своего орбитального времени Каллисто движется в орбитальном резонансе 3: 7 , в отличие от резонансов 1: 2 между тремя соседними внутренними большими лунами.

Каллисто вращается ровно один раз за свою орбиту (16.689 дней) и, как Луна Земли и внутренние луны Юпитера, имеет ограниченное вращение .

Физические свойства

Каллисто имеет средний диаметр 4821 км и почти такой же большой, как планета Меркурий (4878 км). Их плотность составляет около 1,83 г / см3, что несколько меньше, чем у Ганимеда, но значительно меньше, чем у двух других галилеевых спутников — Европы и Ио.

По сравнению с тремя другими галилеевыми спутниками, у него более темная поверхность с альбедо 0,2 ( отражается только 20% падающего солнечного света ). Поэтому он имеет самую низкую яркость — 5,6 звездной величины — меньше, чем в Европе на 35% меньше . Температура поверхности в среднем -139 градусов по Цельсию.

Структуры поверхности

Каллисто имеет второй по величине плотности на ударных кратеров в известной Солнечной системе после Сатурна луны Феба . Помимо кратеров, поверхность формируют лишь несколько концентрических кольцевидных возвышений, образовавшихся во время ударов; более крупные горные цепи недоступны. Из этого можно сделать вывод, что поверхность Каллистуса в основном состоит из водяного льда с небольшим количеством камней. Ледяная корка уступила место за геологическое время, выровняв более старые кратеры и горные цепи. Самый большой названный и признанный кратер Хеймдалль имеет диаметр 210 км и расположен на севере, на центральном меридиане полушария, обращенном к Юпитеру.

Самыми яркими сооружениями на Каллисто являются два огромных ударных бассейна, окруженных концентрическими валами. Валгалла имеет диаметр 600 км, яркую центральную область и кольца протяженностью более 3000 км. Немного меньший бассейн Асгарда простирается на 1600 км. Одна необычная структура является Gipul Катена , цепь ударных кратеров , которая проходит по прямой линии по всей поверхности. По всей видимости, это было вызвано небесным телом, которое, как и комета Шумейкер-Леви 9 , было разорвано приливными силами Юпитера перед столкновением . Подобные структуры катены можно найти на соседнем спутнике Ганимеде, самый большой из которых, Энки Катена, состоит из 13 кратеров и имеет длину 160 км.

Возраст поверхности Каллиста составляет 4 миллиарда лет. Она не претерпела каких-либо серьезных изменений с первых дней существования Солнечной системы, а это означает, что с того времени Луна не была геологически активной. В отличие от соседнего Ганимеда с его поразительной поверхностью, Каллисто не демонстрирует признаков тектоники плит , хотя он почти такого же размера. Их геологическое развитие, очевидно, было намного проще и завершилось за относительно короткое время, в то время как на других галилеевых спутниках происходили более сложные процессы.

Ледяные отложения и океан

Видимая поверхность находится на слое льда, толщина которого оценивается в 200 км. Под ним, вероятно, находится океан жидкой соленой воды глубиной 10 км, о чем свидетельствуют магнитные измерения космического зонда « Галилео» . Еще одним признаком жидкой воды является тот факт, что на противоположной стороне кратера Валгалла нет видимых трещин или разломов , которые можно увидеть на массивных телах, таких как Луна Земли или планета Меркурий . Слой жидкой воды мог погасить сейсмические ударные волны до того, как они прошли через внутреннюю часть Луны.

внутренняя структура

Внутренний Каллистос состоит примерно на 60% из силикатной породы и на 40% из водяного льда , поэтому содержание силикатов увеличивается с увеличением глубины. По своему составу Каллисто похожа на спутник Сатурна Титан и спутник Нептуна Тритон . Несмотря на размер, его масса составляет лишь треть массы Меркурия и примерно на 30% больше массы Луны Земли .

атмосфера

Текущие наблюдения показывают, что Каллисто имеет чрезвычайно разреженную атмосферу из углекислого газа .

Магнитное поле

Во время пролета зонд «Галилео» измерил слабое магнитное поле в Каллисто, сила которого меняется по мере того, как Луна движется через чрезвычайно сильную магнитосферу Юпитера. Это предполагает наличие электропроводящей жидкости, такой как соленая вода, под ледяной коркой Каллисто.

Исследование через зондовые миссии

Исследование Каллисто космическими аппаратами началось в 1973 и 1974 годах с облетов Юпитера Pioneer 10 и Pioneer 11 . В 1979 году « Вояджер-1» и « Вояджер-2» впервые смогли провести более точные наблюдения Луны. Однако большая часть знаний о Каллисто поступает от Галилео — Орбитальный аппарат 1995 года достиг системы Юпитера и в течение следующих восьми лет совершил несколько полетов на спутник Юпитера.

На 2020 год космические агентства НАСА и ЕКА предложили совместную европейскую миссию системы Юпитер Лаплас , которая предусматривала как минимум два орбитальных аппарата, каждый из которых выйдет на орбиту вокруг Европы и Ганимеда и будет исследовать всю систему Юпитера с революционной глубиной.

Однако НАСА, которое хотело построить орбитальный аппарат Jupiter Europa Orbiter , вышло из проекта. Тем временем ЕКА реализует орбитальный аппарат «Юпитер Ганимед» с немного измененным планом миссии под названием JUICE . JUICE должен выйти на орбиту вокруг Ганимеда после прибытия на Юпитер в 2030 году и двух облетов Европы и 12 облетов Каллисто в 2032 году. Поскольку зонд НАСА больше не требуется, два европейских пролета были включены в план миссии JUICE.

Возможные пилотируемые миссии

Самое позднее с 1980-х годов Каллисто был возможной целью для пилотируемых космических путешествий после пилотируемого полета на Марс , поскольку он находится за пределами радиационного пояса вокруг Юпитера.

В 2003 году НАСА опубликовало исследование под названием « Революционные концепции для исследования внешних планет человеком» (нем. О революционных концепциях исследования внешних планет людьми ), в котором рассматривалась такая миссия — начиная с 2045 года — в различных вариантах. Причины выбора Каллисто в качестве пункта назначения заключались, с одной стороны, в стабильной геологии и сравнительно небольшом расстоянии от земли. Кроме того, лед на поверхности можно использовать для производства воды и топлива. Еще одним преимуществом было небольшое расстояние до Европы , что позволяло экипажу дистанционно управлять роботами на этой чрезвычайно интересной с научной точки зрения луне с низкой задержкой, не подвергаясь воздействию ее излучения.

В исследовании говорится об интенсивных исследованиях с помощью беспилотных зондов примерно с 2025 года в качестве предварительного условия для выполнения миссии. В зависимости от выбранной и доступной двигательной установки фактическая миссия будет начинаться с одного-трех космических кораблей, один для экипажа, а остальные — для земли. станция для извлечения воды ( утилизация ресурсов на месте ) и реактор для выработки энергии. Продолжительность миссии составляет от двух до пяти лет с продолжительностью от 32 до 123 дней на Луне, при этом нет никакой связи между полетом и продолжительностью пребывания из-за различных технологий привода.

В исследовании делается вывод, что пилотируемая миссия Callisto в основном возможна с 2045 года, и указывается ряд технологий, которые необходимо будет разработать к тому времени. Однако авторы указывают, что некоторые из этих технологий также необходимы для полетов на Луну и Марс Земли или, по крайней мере, полезны.

Источник

Каллисто (луна) — Callisto (moon)

Каллисто / к ə л ɪ с т oʊ / или Jupiter IV , является вторым по величине спутник Юпитера , после того, как Ганимеда . Это третья по величине луна в Солнечной системе после Ганимеда и Сатурна крупнейшей луны Титана , и самый большой объект в Солнечной системе , которые не могут быть должным образом дифференцированы . Каллисто был открыт в 1610 году Галилео Галилей . В Диаметр Каллисто составляет 4821 км , а диаметр планеты составляет около 99% диаметра планеты Меркурий, но лишь около трети ее массы. Это четвертый галилеянин луна из Юпитера на расстоянии, с орбитальным радиусом около 1 883 000 км . Он не находится в орбитальном резонансе, как три других галилеевых спутника — Ио , Европа и Ганимед, — и поэтому не сильно нагревается приливом . Вращение Каллисто приливно привязано к ее орбите вокруг Юпитера, так что одно и то же полушарие всегда обращено внутрь. Из-за этого на поверхности Каллисто есть субъюпитерианская точка, от которой Юпитер, казалось бы, висит прямо над головой. На него меньше влияет магнитосфера Юпитера, чем на другие внутренние спутники, из-за его более удаленной орбиты, расположенной недалеко от главного радиационного пояса Юпитера.

Каллисто состоит из примерно равного количества камня и льда с плотностью около 1,83 г / см 3 , самая низкая плотность и поверхностная сила тяжести среди больших спутников Юпитера. Соединения, обнаруживаемые на поверхности спектроскопически, включают водяной лед , двуокись углерода , силикаты и органические соединения . Исследование космического корабля Галилео показало, что Каллисто может иметь небольшое силикатное ядро и, возможно, подповерхностный океан жидкой воды на глубинах более 100 км .

Поверхность Каллисто — самая старая и наиболее сильно изрезанная кратерами в Солнечной системе. Его поверхность полностью покрыта ударными кратерами. Он не показывает никаких признаков подземных процессов, таких как тектоника плит или вулканизм , без признаков того, что геологическая активность вообще когда-либо имела место и, как полагают, развивалась преимущественно под влиянием ударов . Выдающиеся особенности поверхности включают многокольцевые структуры , ударные кратеры различной формы и цепочки кратеров ( катен ) и связанные с ними уступы , гребни и отложения. В небольшом масштабе поверхность разнообразна и состоит из небольших блестящих морозных отложений на вершинах возвышенностей, окруженных низко расположенным гладким покровом из темного материала. Считается, что это является результатом деградации малых форм рельефа , вызванной сублимацией , которая поддерживается общим дефицитом небольших ударных кратеров и наличием множества небольших выступов, которые считаются их остатками. Абсолютный возраст форм рельефа неизвестен.

Каллисто окружен чрезвычайно тонкой атмосферой, состоящей из углекислого газа и, вероятно, молекулярного кислорода , а также довольно интенсивной ионосферой . Считается, что Каллисто образовалась в результате медленной аккреции из диска газа и пыли, окружавшего Юпитер после его образования. Постепенная аккреция Каллисто и отсутствие приливного нагрева означало, что для быстрой дифференциации было недостаточно тепла . Медленная конвекция внутри Каллисто, которая началась вскоре после образования, привела к частичной дифференциации и, возможно, к образованию подповерхностного океана на глубине 100–150 км и небольшого скалистого ядра .

Вероятное присутствие океана внутри Каллисто оставляет возможность того, что в нем может быть жизнь . Однако условия считаются менее благоприятными, чем на соседней Европе . Различные космические зонды от » Пионеров 10″ и » 11″ до Галилео и Кассини изучали Каллисто. Из-за низкого уровня радиации Каллисто долгое время считался наиболее подходящим местом для человеческой базы для будущих исследований системы Юпитера.

СОДЕРЖАНИЕ

История

Открытие

Каллисто был открыт Галилеем в январе 1610 года вместе с тремя другими большими лунами Юпитера — Ганимедом , Ио и Европой .

Каллисто названа в честь одного из многих любовников Зевса в греческой мифологии . Каллисто была нимфой (или, согласно некоторым источникам, дочерью Ликаона ), которая была связана с богиней охоты Артемидой . Название было предложено Симоном Мариусом вскоре после открытия Каллисто. Мариус приписал это предложение Иоганну Кеплеру .

. autem Celebrantur tres fœminæ Virgines, quum furtivo amore Iupiter captus & positus est . Calisto Lycaonis . filia . à me vocatur . Quartus denique Calisto . [Ио,] Европа, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi.

. три молодые женщины, захваченные Юпитером из тайной любви, будут удостоены чести, [включая] Каллисто, дочь Ликаона . Наконец, четвертую [луну] я назвал Каллисто . Ио, Европа, мальчик Ганимед, а Каллисто очень понравилась похотливому Юпитеру.

Однако названия галилеевых спутников на долгое время попали в немилость и не были возрождены в обычном употреблении до середины 20-го века. В большей части более ранней астрономической литературы Каллисто упоминается по его римскому цифровому обозначению, системе, введенной Галилеем, как Юпитер IV или как «четвертый спутник Юпитера».

У имени нет установленной формы прилагательного в английском языке. Прилагательная форма греческого αλλιστῴ Kallistōi — Καλλιστῴος Kallistōi-os , от которой можно было бы ожидать латинского Callistōius и английского * Callistóian, параллельного Sapphóian для Sapphō _i и Letóian для Lētō _i . Однако индекс йота часто опускается в таких греческих именах (ср. Иноан из fromnō _i и Argóan из Arg Ar _i ), и действительно обнаруживается аналогичная форма Callistoan . В Вергилии, второй наклонный стебель появляется в Латинском: Callistōn-, но соответствующий Callistonian редко появлялся на английском языке. Можно также увидеть специальные формы, такие как каллистан , каллистиан и каллистиан .

Орбита и вращение

Каллисто — крайний из четырех галилеевых спутников Юпитера. Он вращается на расстоянии примерно 1 880 000 км (в 26,3 раза больше радиуса 71492 км самого Юпитера). Это значительно больше, чем радиус орбиты — 1 070 000 км — ближайшего к нам галилеевского спутника Ганимеда. В результате этой относительно удаленной орбиты Каллисто не участвует в резонансе среднего движения — в котором заблокированы три внутренних галилеевых спутника — и, вероятно, никогда не участвовал.

Как и большинство других обычных планетных лун, вращение Каллисто синхронизировано с его орбитой. Продолжительность суток Каллисто, одновременно с ее орбитальным периодом , составляет около 16,7 земных суток. Его орбита очень слабо эксцентрична и наклонена к экватору Юпитера , причем эксцентриситет и наклон меняются квазипериодически из-за солнечных и планетарных гравитационных возмущений в масштабе веков. Диапазоны изменения составляют 0,0072–0,0076 и 0,20–0,60 ° соответственно. Эти изменения орбиты приводят к тому, что осевой наклон (угол между осями вращения и орбиты) изменяется от 0,4 до 1,6 °.

Динамическая изоляция Каллисто означает, что он никогда не подвергался значительному воздействию приливов , что имеет важные последствия для его внутренней структуры и эволюции . Его расстояние от Юпитера также означает, что поток заряженных частиц от магнитосферы Юпитера на его поверхности относительно невелик — примерно в 300 раз меньше, чем, например, на Европе . Следовательно, в отличие от других галилеевых спутников, облучение заряженными частицами оказало относительно незначительное влияние на поверхность Каллисто. Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе около 0,01 бэр (0,1 мЗв ) в день, что более чем в десять раз превышает средний фоновый радиационный фон на Земле.

Физические характеристики

Состав

Средняя плотность Callisto, 1,83 г / см 3 , предполагает состав примерно равных частей каменистого материала и водяного льда с некоторыми дополнительными летучими льдами, такими как аммиак . Массовая доля льда 49–55%. Точный состав Каллисто рок — компонента не известна, но, вероятно , близка к составу L / LL типа обыкновенных хондритов , которые характеризуются меньшим общим железа , металлического железа менее и более оксида железа , чем H хондритов . Весовое соотношение железа и кремния в Каллисто составляет 0,9–1,3, тогда как солнечное соотношение составляет около 1: 8.

Поверхность Каллисто имеет альбедо около 20%. Считается, что его поверхностный состав в целом аналогичен составу в целом. Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне выявила наличие полос поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 микрометра. Водяной лед, кажется, повсеместно встречается на поверхности Каллисто, его массовая доля составляет 25–50%. Анализ спектров высокого разрешения, ближнего инфракрасного и УФ -диапазона, полученных с космического корабля « Галилео» и с земли, выявил различные не ледяные материалы: гидратированные силикаты , содержащие магний и железо , двуокись углерода , двуокись серы и, возможно, аммиак и различные другие вещества. органические соединения . Спектральные данные показывают, что поверхность Каллисто чрезвычайно неоднородна в мелком масштабе. Небольшие яркие участки чистого водяного льда смешаны с участками смеси камня и льда и протяженными темными участками, сделанными из материала, отличного от льда.

Поверхность каллистоана асимметрична: ведущее полушарие темнее заднего. Это отличается от других спутников Галилея , где верно обратное. Заднее полушарие Каллисто, кажется, обогащено углекислым газом , тогда как ведущее полушарие содержит больше двуокиси серы . Многие свежие ударные кратеры, такие как Лофн, также показывают обогащение углекислым газом. В целом химический состав поверхности, особенно в темных областях, может быть близок к таковому на астероидах D-типа , поверхности которых сделаны из углеродистого материала.

Внутренняя структура

Изношенная поверхность Каллисто лежит на поверхности холодной, жесткой и ледяной литосферы толщиной от 80 до 150 км. Под корой может находиться соленый океан глубиной 150–200 км , на что указывают исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников. Было обнаружено, что Каллисто реагирует на изменяющееся фоновое магнитное поле Юпитера как идеально проводящая сфера; то есть поле не может проникнуть внутрь Каллисто, что предполагает наличие внутри него слоя высокопроводящей жидкости толщиной не менее 10 км. Существование океана более вероятно, если вода содержит небольшое количество аммиака или другого антифриза , до 5% по весу. В этом случае толщина слоя вода + лед может достигать 250–300 км. Без океана ледяная литосфера может быть несколько толще, примерно до 300 км.

Под литосферой и предполагаемым океаном внутренняя часть Каллисто не кажется ни полностью однородной, ни особенно изменчивой. Данные орбитального аппарата Galileo (особенно безразмерный момент инерции — 0,3549 ± 0,0042 — определенный во время близких пролетов) предполагают, что, если Каллисто находится в гидростатическом равновесии, его внутренняя часть состоит из сжатых горных пород и льда , причем количество горных пород увеличивается с глубиной из-за частичное заселение его составляющих. Другими словами, Каллисто можно дифференцировать лишь частично . Плотность и момент инерции равновесия Каллисто совместимы с существованием небольшого силикатного ядра в центре Каллисто. Радиус любого такого ядра не может превышать 600 км, а плотность может составлять от 3,1 до 3,6 г / см 3 . В этом случае интерьер Каллисто будет разительно контрастировать с интерьером Ганимеда , который, кажется, полностью отличается.

Однако повторный анализ данных Галилео 2011 г. предполагает, что Каллисто не находится в гидростатическом равновесии; его коэффициент S22 по гравиметрическим данным составляет аномальные 10% от его значения C22, что не согласуется с телом в гидростатическом равновесии и, таким образом, значительно увеличивает погрешности момента инерции Каллисто. Кроме того, недифференцированная Каллисто несовместима с наличием существенного внутреннего океана, как предполагают магнитные данные, и для такого большого объекта, как Каллисто, было бы трудно не различить ни в одной точке. В этом случае гравитационные данные могут быть более согласованными с более тщательно дифференцированным Callisto с гидратированным силикатным ядром.

Особенности поверхности

Древняя поверхность Каллисто — одна из самых сильно покрытых кратерами в Солнечной системе. Фактически, плотность кратеров близка к насыщению : любой новый кратер будет иметь тенденцию стирать более старый. Крупномасштабная геология относительно проста; на Каллисто нет больших гор, вулканов или других эндогенных тектонических объектов. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе с соответствующими трещинами , уступами и отложениями — единственные крупные объекты, которые можно найти на поверхности.

Поверхность Каллисто может быть разделена на несколько геологически разных частей: изрезанные кратерами равнины, светлые равнины, яркие и темные гладкие равнины и различные единицы, связанные с определенными многокольцевыми структурами и ударными кратерами. Равнины, покрытые кратерами, составляют большую часть поверхности и представляют собой древнюю литосферу, смесь льда и скального материала. Светлые равнины включают яркие ударные кратеры, такие как Берр и Лофн , а также стертые остатки старых больших кратеров, называемых палимпсестами , центральные части многокольцевых структур и отдельные участки на покрытых кратерами равнинах. Считается, что эти светлые равнины представляют собой ледяные отложения. Яркий, гладкие равнины составляют небольшую часть поверхности Каллисто и находятся в хребте и корыте зон Valhalla и Asgard образований и в качестве изолированных пятен в кратерах равнин. Считалось, что они связаны с эндогенной активностью, но изображения с высоким разрешением Galileo показали, что яркие гладкие равнины коррелируют с сильно трещиноватым и узловатым ландшафтом и не показывают никаких признаков восстановления поверхности. На изображениях Galileo также были обнаружены небольшие темные гладкие области с общим покрытием менее 10 000 км 2 , которые, по-видимому, охватывают окружающую местность. Это возможные криовулканические отложения. И светлые, и различные гладкие равнины несколько моложе и менее изрезаны кратерами, чем фоновые равнины.

Видимые диаметры ударных кратеров варьируются от 0,1 км (предел, определяемый разрешением изображения) до более 100 км, не считая многокольцевых структур. Небольшие кратеры диаметром менее 5 км имеют простую чашевидную или плоскую форму. Эти 5–40 км в поперечнике обычно имеют центральную вершину. Более крупные ударные объекты с диаметром в диапазоне 25–100 км имеют центральные ямы вместо пиков, такие как кратер Тиндр . Самые большие кратеры диаметром более 60 км могут иметь центральные купола, которые, как полагают, являются результатом центрального тектонического подъема после удара; примеры включают DOH и HAR кратеры. Небольшое количество очень крупных (более 100 км в диаметре) ярких ударных кратеров имеют аномальную геометрию купола. Они необычно мелкие и могут быть переходной формой рельефа к многокольцевым структурам, как в случае с ударной функцией Лофн . Кратеры Каллисто обычно мельче, чем на Луне .

Самыми большими ударными элементами на поверхности Каллисто являются многокольцевые бассейны. Два огромных. Валгалла является самым крупным, с яркой центральной областью диаметром 600 километров и кольцами, простирающимися на 1800 километров от центра (см. Рисунок). Второй по величине — Асгард , его диаметр составляет около 1600 километров. Многокольцевые структуры, вероятно, возникли в результате концентрического разрушения литосферы после удара, лежащего на слое мягкого или жидкого материала, возможно, в океане. Катены — например, Гомул Катена — представляют собой длинные цепочки ударных кратеров, выстроенных прямыми линиями по поверхности. Вероятно, они были созданы объектами, которые были разрушены приливом, когда они проходили близко к Юпитеру до столкновения с Каллисто, или в результате очень наклонных столкновений. Историческим примером разрушения была комета Шумейкера-Леви 9 .

Как упоминалось выше, небольшие участки чистого водяного льда с альбедо до 80% находятся на поверхности Каллисто, окруженные гораздо более темным материалом. Изображения высокого разрешения Galileo показали, что яркие пятна преимущественно расположены на возвышенных участках поверхности: краях кратеров , уступах , гребнях и выступах. Скорее всего, это тонкие водо-инейные отложения . Темный материал обычно находится в окружающих низинах и покрывает яркие детали и кажется гладким. Часто образует пятна размером до 5 км в днищах кратеров и в межкратерных впадинах.

В субкилометровом масштабе поверхность Каллисто более деградирована, чем поверхности других ледяных галилеевых спутников . Обычно наблюдается дефицит небольших ударных кратеров диаметром менее 1 км по сравнению, например, с темными равнинами на Ганимеде . Вместо маленьких кратеров почти повсеместно встречаются небольшие выпуклости и ямки. Считается, что выступы представляют собой остатки кратеров кратеров, деградировавших в результате пока еще неопределенного процесса. Наиболее вероятный процесс-кандидат — медленная сублимация льда, которая возможна благодаря температуре до 165 К , достигаемой в подсолнечной точке. Такая сублимация воды или других летучих веществ из грязного льда, который является коренной породой, вызывает его разложение. Нелёдные остатки образуют обломочные лавины, сходящие со склонов стен кратера. Такие лавины часто наблюдаются вблизи и внутри ударных кратеров и называются «обломками». Иногда стены кратеров прорезаны извилистыми долинами, называемыми «оврагами», которые напоминают определенные элементы поверхности Марса . Согласно гипотезе сублимации льда, низколежащий темный материал интерпретируется как покров, состоящий в основном из не ледяных обломков, которые возникли из деградированных краев кратеров и покрыли преимущественно ледяную коренную породу.

Относительный возраст различных единиц поверхности на Каллисто может быть определен по плотности ударных кратеров на них. Чем старше поверхность, тем плотнее население кратера. Абсолютное датирование не проводилось, но, исходя из теоретических соображений, считается, что испещренные кратерами равнины имеют возраст

4,5 миллиарда лет и относятся почти к моменту образования Солнечной системы . Возраст многокольцевых структур и ударных кратеров зависит от выбранной скорости образования фоновых кратеров и, по оценкам разных авторов, варьируется от 1 до 4 миллиардов лет.

Атмосфера и ионосфера

У Каллисто очень разреженная атмосфера, состоящая из углекислого газа . Он был обнаружен Галилео ближней инфракрасной картографии спектрометром (NIMS) от ее функции поглощения вблизи длины волны 4,2 мкм . Поверхностное давление оценивается в 7,5 пико бар (0,75 мкПа ) и плотность частиц 4 × 10 8 см -3 . Поскольку такая тонкая атмосфера была бы потеряна всего за 4 дня (см. Атмосферный выброс ) , она должна постоянно пополняться, возможно, путем медленной сублимации льда из углекислого газа из ледяной коры Каллисто, что было бы совместимо с гипотезой сублимации-деградации для формирование выступов на поверхности.

Ионосфера Каллисто была впервые обнаружена во время пролетов Галилео ; его высокая электронная плотность 7–17 × 10 4 см –3 не может быть объяснена только фотоионизацией атмосферного углекислого газа . Следовательно, есть подозрение, что в атмосфере Каллисто на самом деле преобладает молекулярный кислород (в количествах в 10–100 раз больше, чем CO
2 ). Однако кислород в атмосфере Каллисто еще не был обнаружен напрямую. Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла (HST) установили верхний предел его возможной концентрации в атмосфере из-за отсутствия обнаружения, что все еще совместимо с ионосферными измерениями. В то же время HST удалось обнаружить конденсированный кислород, задержанный на поверхности Каллисто.

Атомарный водород также был обнаружен в атмосфере Каллисто с помощью недавнего анализа данных космического телескопа Хаббл 2001 года. Спектральные изображения, сделанные 15 и 24 декабря 2001 г., были повторно исследованы, и на них был обнаружен слабый сигнал рассеянного света, указывающий на водородную корону. Наблюдаемая яркость рассеянного солнечного света в водородной короне Каллисто примерно в два раза больше, когда наблюдается ведущее полушарие. Эта асимметрия может происходить из-за разного содержания водорода как в ведущем, так и в заднем полушариях. Однако эта полушарная разница в яркости водородной короны Каллисто, вероятно, связана с исчезновением сигнала в геокороне Земли , которое больше, когда наблюдается заднее полушарие.

Происхождение и эволюция

Частичная дифференциация Каллисто (выведенная, например, по измерениям момента инерции) означает, что он никогда не был нагрет достаточно, чтобы растопить его ледяной компонент. Поэтому наиболее благоприятной моделью его образования является медленная аккреция в субтуманности Юпитера с низкой плотностью — газо-пылевом диске, существовавшем вокруг Юпитера после его образования. Такая длительная стадия аккреции позволит охлаждению в значительной степени не отставать от накопления тепла, вызванного ударами, радиоактивным распадом и сжатием, тем самым предотвращая таяние и быструю дифференциацию. Допустимые временные рамки образования Каллисто лежат в диапазоне 0,1–10 миллионов лет.

100 м), возможно, образовавшихся в результате выброса древнего удара.

Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции определялась балансом радиоактивного нагрева, охлаждения за счет теплопроводности у поверхности и твердотельной или субсолидусной конвекции внутри. Детали субсолидусной конвекции во льдах — главный источник неопределенности в моделях всех ледяных спутников . Известно, что он развивается, когда температура достаточно близка к температуре плавления , из-за температурной зависимости вязкости льда . Субсолидусная конвекция в ледяных телах — это медленный процесс с движением льда порядка 1 сантиметра в год, но на самом деле это очень эффективный механизм охлаждения в долгосрочной перспективе. Считается, что он протекает в так называемом режиме застойной крышки, когда жесткий, холодный внешний слой Каллисто проводит тепло без конвекции, тогда как лед под ним конвектирует в режиме субсолидуса. Для Каллисто внешний проводящий слой соответствует холодной и жесткой литосфере толщиной около 100 км. Его наличие могло бы объяснить отсутствие каких-либо признаков эндогенной активности на каллистоанской поверхности. Конвекция во внутренних частях Каллисто может быть многослойной, потому что под высоким давлением, обнаруживаемым там, водяной лед существует в различных кристаллических фазах, начиная от льда I на поверхности до льда VII в центре. Раннее начало субсолидусной конвекции в недрах Каллисто могло предотвратить крупномасштабное таяние льда и любую возникшую в результате дифференциацию , которая в противном случае сформировала бы большое скалистое ядро и ледяную мантию . Однако из-за процесса конвекции очень медленное и частичное разделение и дифференциация горных пород и льдов внутри Каллисто происходит во временных масштабах в миллиарды лет и может продолжаться по сей день.

Современное понимание эволюции Каллисто допускает существование слоя или «океана» жидкой воды внутри него. Это связано с аномальным поведением температуры плавления в фазе I льда, которая снижается с увеличением давления , достигая 251 К при 2070 бар (207 МПа ). Во всех реалистичных моделях Каллисто температура в слое глубиной от 100 до 200 км очень близка к этой аномальной температуре плавления или немного превышает ее. Присутствие даже небольших количеств аммиака — около 1-2% по весу — почти гарантирует существование жидкости, поскольку аммиак еще больше снизит температуру плавления.

Хотя Каллисто по своим объемным свойствам очень похож на Ганимед , по-видимому, его геологическая история была намного проще . Поверхность, по-видимому, была сформирована в основном под воздействием ударов и других внешних сил. В отличие от соседнего Ганимеда с его изрезанным рельефом, свидетельств тектонической активности мало . Объяснения, которые были предложены для контрастов во внутреннем нагреве и, как следствие, дифференциации и геологической активности между Каллисто и Ганимедом, включают различия в условиях образования, больший приливный нагрев, испытываемый Ганимедом, и более многочисленные и энергичные воздействия, которые Ганимед мог бы испытать во время Late Heavy бомбардировка . Относительно простая геологическая история Каллисто дает ученым-планетологам ориентир для сравнения с другими, более активными и сложными мирами.

Возможная обитаемость

Предполагается, что в подземном океане Каллисто могла быть жизнь. Как Европа и Ганимед , а также Сатурн «s лун Энцелада , Диона и Титан и Нептун » s луны Тритона , возможный подповерхностного океана может состоять из соленой воды .

Не исключено, что галофилы могли процветать в океане. Как и в случае с Европой и Ганимедом , высказывалась идея, что в соленом океане под поверхностью Каллисто могут существовать обитаемые условия и даже внеземная микробная жизнь . Однако необходимые для жизни условия окружающей среды на Каллисто менее благоприятны, чем на Европе. Основные причины — отсутствие контакта с каменистым материалом и меньший тепловой поток изнутри Каллисто. Ученый Торренс Джонсон сказал следующее о сравнении вероятностей жизни на Каллисто с шансами на других галилеевых спутниках :

Основные ингредиенты жизни — то, что мы называем «предбиотической химией» — изобилуют многими объектами солнечной системы, такими как кометы, астероиды и ледяные луны. Биологи считают, что жидкая вода и энергия необходимы для поддержания жизни, поэтому интересно найти другое место, где у нас может быть жидкая вода. Но энергия — это другое дело, и в настоящее время океан Каллисто нагревается только радиоактивными элементами, тогда как у Европы также есть приливная энергия из-за большей близости к Юпитеру.

На основании вышеупомянутых соображений и других научных наблюдений считается, что из всех спутников Юпитера Европа имеет наибольшие шансы поддерживать микробную жизнь .

Исследование

В Pioneer 10 и Pioneer 11 Jupiter встречи в начале 1970 — х годов способствовали мало новой информации о Каллисто по сравнению с тем, что уже было известно из наблюдений Земли на основе. Настоящий прорыв произошел позже, когда в 1979 году были совершены пролеты аппаратов « Вояджер-1» и « Вояджер-2» . Они получили изображения более половины поверхности Каллистоа с разрешением 1–2 км и точно измерили ее температуру, массу и форму. Второй раунд исследований длился с 1994 по 2003 год, когда космический корабль « Галилео» восемь раз сблизился с Каллисто, последний пролет на орбите С30 в 2001 году приблизился к поверхности на 138 км. Galileo орбитальных завершила глобальную съемку поверхности и доставлен ряд снимков с разрешением до 15 метров от выбранных областей Каллисто. В 2000 году космический корабль « Кассини» на пути к Сатурну получил высококачественные инфракрасные спектры спутников Галилея, включая Каллисто. В феврале – марте 2007 г. зонд « Новые горизонты» на пути к Плутону получил новые изображения и спектры Каллисто.

Следующая плановая миссия к Юпитеру системы является Европейское космическое агентство «s Jupiter Icy Moon Explorer , планируется (СОК), в связи с запуском в 2022 году несколько близких пролётов Каллисто во время миссии.

Старые предложения

Ранее предложенный для запуска в 2020 году, Jupiter System Mission Europa (EJSM) был совместным NASA / ESA предложение по исследованию Юпитера лун «s. В феврале 2009 года было объявлено, что ЕКА / НАСА отдали приоритет этой миссии перед полетом системы Титан Сатурн . В то время вклад ESA все еще сталкивался с конкуренцией за финансирование со стороны других проектов ESA. EJSM состоял из управляемого НАСА орбитального аппарата «Юпитер-Европа» , управляемого ЕКА » Юпитер-Ганимед» и, возможно, управляемого JAXA магнитосферного орбитального аппарата «Юпитер» .

Возможная гуманизация

В 2003 году НАСА провело концептуальное исследование под названием « Исследование внешних планет» (HOPE), касающееся будущего исследования человеком внешней части Солнечной системы . Целью, выбранной для подробного рассмотрения, была Каллисто.

Исследование предложило возможную наземную базу на Каллисто, которая будет производить ракетное топливо для дальнейшего исследования Солнечной системы. Преимущества базы на Каллисто: низкая радиация (из-за удаленности от Юпитера) и геологическая стабильность. Такая база могла бы облегчить удаленное исследование Европы или стать идеальным местом для маршрутной станции системы Юпитера, обслуживающей космические корабли, направляющиеся дальше во внешнюю Солнечную систему, используя гравитационную помощь от близкого пролета Юпитера после отбытия Каллисто.

В декабре 2003 года НАСА сообщило, что пилотируемая миссия на Каллисто может быть возможна в 2040-х годах.

Источник