stringtranslate.com

Каллисто (луна)

Каллисто ( / kəˈlɪ s t oʊ / , kə- LIST - oh ) , или Юпитер IV , — второй по величине спутник Юпитера , после Ганимеда . В Солнечной системе это третий по величине спутник после Ганимеда и крупнейшего спутника Сатурна Титана , а по размеру он равен самой маленькой планете Меркурий , хотя по массе он составляет лишь около трети. Каллисто диаметром4821 км , что примерно на треть больше земной Луны , и вращается вокруг Юпитера в среднем на расстоянии1 883 000 км , что примерно в шесть раз дальше, чем Луна, вращающаяся вокруг Земли. Это самый дальний из четырех больших галилеевых спутников Юпитера, [3] которые были открыты в 1610 году с помощью одного из первых телескопов и видимы с Земли в обычный бинокль .

Поверхность Каллисто — самый старый и наиболее густо кратерированный объект Солнечной системы. [10] Его поверхность полностью покрыта ударными кратерами. [11] На нем нет никаких признаков подземных процессов, таких как тектоника плит или вулканизм , а также нет никаких признаков того, что геологическая активность в целом когда-либо происходила, и считается, что она развивалась преимущественно под влиянием ударов . [12] Выдающиеся особенности поверхности включают в себя многокольцевые структуры , ударные кратеры различной формы , а также цепочки кратеров ( катены ) и связанные с ними уступы , хребты и отложения. [12] В небольших масштабах поверхность разнообразна и состоит из маленьких блестящих инеевых отложений на кончиках возвышенностей, окруженных низменным гладким покровом темного материала. [6] Считается, что это является результатом деградации мелких форм рельефа , вызванной сублимацией , что подтверждается общим дефицитом небольших ударных кратеров и наличием многочисленных небольших выступов, которые считаются их остатками. [13] Абсолютный возраст форм рельефа неизвестен. Каллисто состоит примерно из равного количества камня и льда плотностью около1,83 г/см 3 , самая низкая плотность и поверхностная гравитация среди главных спутников Юпитера. Соединения, обнаруженные спектроскопически на поверхности, включают водяной лед , [14] углекислый газ , силикаты и органические соединения . Исследования космического корабля «Галилео» показали, что Каллисто может иметь небольшое силикатное ядро ​​и, возможно, подповерхностный океан жидкой воды [14] на глубинах, превышающих100 км . [15] [16]

Он не находится в орбитальном резонансе , как три других спутника Галилея — Ио , Европа и Ганимед , — и поэтому не нагревается заметно приливно-отливно . [17] Вращение Каллисто приливно привязано к ее орбите вокруг Юпитера, так что она всегда смотрит в одном и том же направлении, из-за чего кажется, что Юпитер висит прямо над головой над своей ближней стороной. На него меньше влияет магнитосфера Юпитера, чем на другие внутренние спутники , из-за его более удаленной орбиты, расположенной сразу за главным радиационным поясом Юпитера. [18] [19] Каллисто окружена чрезвычайно тонкой атмосферой , состоящей из углекислого газа [8] и, вероятно, молекулярного кислорода , [9] , а также довольно интенсивной ионосферой . [20] Считается, что Каллисто образовалась в результате медленной аккреции из диска газа и пыли, окружавшего Юпитер после его образования. [21] Постепенное увеличение Каллисто и отсутствие приливного нагрева означали, что для быстрой дифференциации не хватало тепла . Медленная конвекция в недрах Каллисто, начавшаяся вскоре после образования, привела к частичной дифференциации и, возможно, к образованию подземного океана на глубине 100–150 км и небольшого скалистого ядра . [22]

Вероятное наличие океана внутри Каллисто оставляет возможность существования там жизни . Однако считается, что условия здесь менее благоприятны, чем на соседней Европе . [23] Каллисто изучали различные космические зонды, от «Пионеров-10» и «Пионеров-11» до «Галилея » и «Кассини» . Из-за низкого уровня радиации Каллисто долгое время считалась наиболее подходящей для будущих пилотируемых миссий по изучению системы Юпитера. [24]

История

Открытие

Каллисто была открыта независимо Симоном Мариусом и Галилео Галилеем в 1610 году вместе с тремя другими большими спутниками Юпитера — Ганимедом , Ио и Европой . [1]

Имя

Каллисто, как и все спутники Юпитера, названа в честь одного из многочисленных любовников или других сексуальных партнеров Зевса в греческой мифологии . Каллисто была нимфой (или, по некоторым источникам, дочерью Ликаона ), которая была связана с богиней охоты Артемидой . [25] Название было предложено Симоном Мариусом вскоре после открытия Каллисто. [26] Мариус приписал это предложение Иоганну Кеплеру . [25]

Поэты много порицают Юпитера за его нерегулярную любовь. Особо упоминаются три девушки, за которыми Юпитер тайно и успешно ухаживал. Ио, дочь реки Инах, Каллисто Ликаона, Европа Агенора. Затем был Ганимед, прекрасный сын царя Троса, которого Юпитер, приняв облик орла, перенес на своей спине на небо, как сказочно рассказывают поэты... Думаю, поэтому, что я не сделал бы ничего плохого, если бы Первую я называю Ио, Вторую Европу, Третью, из-за величия света, Ганимедом, Четвертую Каллисто... [27] [28]

Однако названия галилеевых спутников на значительное время вошли в немилость и не стали широко использоваться до середины 20 века. В большей части более ранней астрономической литературы Каллисто упоминается по римскому цифровому обозначению, системе, введенной Галилеем, как Юпитер IV или как «четвертый спутник Юпитера». [29]

Не существует устоявшейся английской прилагательной формы имени. Прилагательной формой греческого Καλλιστῴ Kallistōi является Καλλιστῴος Kallistōi-os , от которого можно ожидать латинского Callistōius и английского *Callistóian (с 5 слогами), параллельного Sapphóian (4 слога) для Sapphō i [30] и Letóian для Lētō i . [31] Однако нижний индекс йоты часто опускается в таких греческих именах (ср. Иноан [32] от Īnō i [33] и Аргоан [34] от Арго i [35] ), и действительно встречается аналогичная форма Каллистоан . [36] [37] [38] У Вергилия вторая косая основа появляется на латыни: Callistōn-, [39] , но соответствующий Callistonian редко появлялся в английском языке. [40] Можно также увидеть специальные формы, такие как Callistan , [13] Callistian [41] и Callistean . [42] [43]

Орбита и вращение

Галилеевы спутники вокруг Юпитера  Юпитер  ·   Ио  ·   Европа  ·   Ганимед  ·   Каллисто
Каллисто (внизу слева), Юпитер (вверху справа) и Европа (внизу и слева от Большого Красного Пятна Юпитера ), вид Кассини-Гюйгенса.

Каллисто — самый дальний из четырех галилеевых спутников Юпитера. Он вращается на расстоянии примерно 1 880 000 км (в 26,3 раза больше радиуса самого Юпитера, составляющего 71 492 км). [3] Это значительно больше, чем радиус орбиты следующего галилеева спутника Ганимеда — 1 070 000 км. В результате своей относительно удаленной орбиты Каллисто не участвует в резонансе среднего движения , в котором замкнуты три внутренних галилеевых спутника, и, вероятно, никогда не участвовала. [17] Ожидается, что Каллисто будет захвачена резонансом примерно через 1,5 миллиарда лет, завершив цепочку 1:2:4:8. [44]

Как и большинство других обычных планетных спутников, вращение Каллисто синхронизировано с его орбитой. [4] Продолжительность суток Каллисто, одновременно с периодом ее обращения , составляет около 16,7 земных суток. Его орбита очень слегка эксцентрична и наклонена к экватору Юпитера , причем эксцентриситет и наклонение квазипериодически меняются из-за солнечных и планетарных гравитационных возмущений в масштабе столетий. Диапазоны изменения составляют 0,0072–0,0076 и 0,20–0,60° соответственно. [17] Эти орбитальные изменения приводят к тому, что осевой наклон (угол между осями вращения и орбиты) варьируется от 0,4 до 1,6 °. [45]

Динамическая изоляция Каллисто означает, что она никогда не подвергалась заметному приливному нагреву , что имеет важные последствия для ее внутренней структуры и эволюции . [46] Его расстояние от Юпитера также означает, что поток заряженных частиц из магнитосферы Юпитера на его поверхности относительно невелик — примерно в 300 раз ниже, чем, например, на Европе . Следовательно, в отличие от других спутников Галилея, облучение заряженными частицами оказало относительно незначительное влияние на поверхность Каллисто. [18] Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе около 0,01 бэр (0,1 мЗв ) в день, что чуть более чем в десять раз превышает средний фоновый уровень радиации Земли, [47] [48] , но меньше, чем на Нижней Земле . Орбита или Марс .

Физические характеристики

Состав

Сравнение размеров Земли , Луны и Каллисто
Спектры в ближнем ИК-диапазоне темных кратерированных равнин (красный) и ударной структуры Асгарда (синий), показывающие наличие большего количества водяного льда ( полосы поглощения от 1 до 2 мкм ) [49] и меньшего количества каменистого материала внутри Асгарда.

Средняя плотность Каллисто, 1,83 г/см 3 , [4] предполагает состав примерно равных частей каменистого материала и водяного льда с некоторыми дополнительными летучими льдами, такими как аммиак . [15] Массовая доля льдов составляет 49–55%. [15] [22] Точный состав горной породы Каллисто неизвестен, но, вероятно, близок к составу обычных хондритов типа L/LL , [15] которые характеризуются меньшим количеством общего железа , меньшим количеством металлического железа и большим количеством оксида железа. чем H хондриты . Весовое соотношение железа и кремния в Каллисто составляет 0,9–1,3, тогда как солнечное соотношение составляет около 1:8. [15]

Поверхность Каллисто имеет альбедо около 20%. [6] Считается, что состав его поверхности во многом аналогичен его 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. [6] Водяной лед, кажется, повсеместно распространен на поверхности Каллисто, его массовая доля составляет 25–50%. [16] Анализ спектров высокого разрешения, ближнего инфракрасного и УФ- диапазона , полученных с космического корабля «Галилео» и с земли, выявил различные неледяные материалы: магний- и железосодержащие гидратированные силикаты , [6] углекислый газ , [50] ] диоксид серы , [51] и, возможно, аммиак и различные органические соединения . [16] [6] Спектральные данные показывают, что поверхность Каллисто чрезвычайно неоднородна в небольших масштабах. Небольшие яркие участки чистого водяного льда перемежаются с участками каменно-ледовой смеси и протяженными темными участками из неледяного материала. [6] [12]

Поверхность Каллистоа асимметрична: переднее полушарие [g] темнее заднего. Это отличается от других спутников Галилея , где верно обратное. [6] Заднее полушарие [g] Каллисто, по-видимому, обогащено углекислым газом , тогда как ведущее полушарие содержит больше диоксида серы . [52] Многие свежие ударные кратеры, такие как Лофн, также демонстрируют обогащение углекислым газом. [52] В целом химический состав поверхности, особенно в темных областях, может быть близок к тому, который наблюдается на астероидах D-типа , [12] поверхности которых состоят из углеродистого материала.

Внутренняя структура

Модель внутренней структуры Каллисто, показывающая поверхностный слой льда, возможный слой жидкой воды и внутреннюю часть ледяной породы.

Потрепанная поверхность Каллисто лежит на вершине холодной, жесткой и ледяной литосферы толщиной от 80 до 150 км. [15] [22] Под земной корой может лежать соленый океан глубиной 150–200 км , [15] [22] на что указывают исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников. [53] [54] Было обнаружено, что Каллисто реагирует на изменяющееся фоновое магнитное поле Юпитера как идеально проводящая сфера; то есть поле не может проникнуть внутрь Каллисто, что позволяет предположить наличие внутри него слоя высокопроводящей жидкости толщиной не менее 10 км. [54] Существование океана более вероятно, если вода содержит небольшое количество аммиака или другого антифриза , до 5% по весу. [22] В этом случае толщина слоя вода+лед может достигать 250–300 км. [15] За исключением 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 «Галилео» [4] (особенно безразмерный момент инерции [ч] —0,3549 ± 0,0042 — определенный при близких пролетах) позволяют предположить, что, если Каллисто находится в гидростатическом равновесии , ее внутренняя часть состоит из сжатых пород и льдов с количеством горная порода увеличивается с глубиной за счет частичного оседания ее составляющих. [15] [55] Другими словами, Каллисто может быть дифференцирована лишь частично . Плотность и момент инерции равновесной Каллисто совместимы с существованием небольшого силикатного ядра в центре Каллисто. Радиус любого такого ядра не может превышать 600 км, а плотность может находиться в пределах от 3,1 до 3,6 г/см 3 . [4] [15] В этом случае внутренняя часть Каллисто будет резко контрастировать с внутренней частью Ганимеда , которая кажется полностью дифференцированной. [16] [56]

Однако повторный анализ данных Галилео в 2011 году показывает, что Каллисто не находится в гидростатическом равновесии. [57] В этом случае данные гравитации могут более согласовываться с более тщательно дифференцированной Каллисто с ядром из гидратированного силиката. [58]

Особенности поверхности

Изображение Галилео кратерных равнин, иллюстрирующее повсеместное локальное сглаживание поверхности Каллисто.

Древняя поверхность Каллисто — одна из наиболее густо покрытая кратерами в Солнечной системе. [59] Фактически плотность кратеров близка к насыщению: любой новый кратер будет стремиться стереть старый. Крупномасштабная геология относительно проста; на Каллисто нет больших гор, вулканов или других эндогенных тектонических объектов. [60] Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе с соответствующими разломами , уступами и отложениями — единственные крупные образования, которые можно найти на поверхности. [12] [60]

Поверхность Каллисто можно разделить на несколько геологически различных частей: кратерные равнины, светлые равнины, яркие и темные гладкие равнины, а также различные подразделения, связанные с определенными многокольцевыми структурами и ударными кратерами. [12] [60] Кратерные равнины составляют большую часть площади поверхности и представляют собой древнюю литосферу, смесь льда и скалистого материала. Светлые равнины включают в себя яркие ударные кратеры, такие как Берр и Лофн , а также стертые остатки старых крупных кратеров, называемых палимпсестами , [i] центральные части многокольцевых структур и отдельные участки на кратерных равнинах. [12] Эти светлые равнины считаются ледяными отложениями. Яркие, гладкие равнины составляют небольшую часть поверхности Каллисто и встречаются в зонах хребтов и впадин формаций Валгаллы и Асгарда , а также в виде изолированных пятен на кратерированных равнинах. Считалось, что они связаны с эндогенной деятельностью, но изображения Галилео с высоким разрешением показали, что яркие, гладкие равнины коррелируют с сильно раздробленной и бугристой местностью и не показывают никаких признаков обновления поверхности. [12] Изображения Галилео также выявили небольшие, темные, гладкие области с общим покрытием менее 10 000 км 2 , которые, по-видимому, охватывают [j] окружающую местность. Возможно, это криовулканические отложения. [12] И светлые, и различные гладкие равнины несколько моложе и менее кратерированы, чем фоновые кратерированные равнины. [12] [61]

Ударный кратер Хар с центральным куполом. Цепи вторичных кратеров от образования более позднего кратера Тиндр в правом верхнем углу пересекают местность.

Видимые диаметры ударных кратеров варьируются от 0,1 км (предел, определяемый разрешением изображения ) до более 100 км, не считая многокольцевых структур. [12] Небольшие кратеры диаметром менее 5 км имеют простую чашеобразную или плоскую форму. Эти 5–40 км в поперечнике обычно имеют центральную вершину. Более крупные ударные образования диаметром от 25 до 100 км имеют центральные ямы вместо вершин, как, например, кратер Тиндр . [12] Крупнейшие кратеры диаметром более 60 км могут иметь центральные купола, которые, как полагают, образовались в результате центрального тектонического поднятия после удара; [12] примеры включают кратеры До и Хар . Небольшое количество очень крупных (более 100 км в диаметре) и ярких ударных кратеров демонстрирует аномальную геометрию купола. Они необычно мелкие и могут быть переходной формой рельефа к многокольцевым структурам, как в случае с ударным элементом Лофн . [12] Кратеры Каллисто обычно мельче, чем на Луне .

Снимок Вояджера-1 Валгаллы , многокольцевой ударной структуры диаметром 3800 км.

Самыми крупными ударными образованиями на поверхности Каллисто являются многокольцевые бассейны. [12] [60] Два огромны. Валгалла — самая крупная из них, с яркой центральной областью диаметром 600 км и кольцами, простирающимися на 1800 км от центра (см. рисунок). [62] Второй по величине — Асгард , диаметром около 1600 км. [62] Многокольцевые структуры, вероятно, возникли в результате послеударного концентрического разлома литосферы, лежащей на слое мягкого или жидкого материала, возможно, океана. [36] Катены — например, Гомульская 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 перед столкновением с Каллисто, или в результате очень наклонных ударов. [12] Историческим примером разрушения была комета Шумейкера-Леви 9 .

Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с альбедо до 80%, окруженные гораздо более темным материалом. [6] Изображения Галилео с высоким разрешением показали, что яркие пятна преимущественно расположены на возвышенных поверхностях: краях кратеров , уступах , хребтах и ​​выступах. [6] Вероятно, это тонкие отложения водяного инея . Темный материал обычно залегает в низинах, окружающих его и покрывающих яркие детали, и кажется гладким. Он часто образует пятна диаметром до 5 км в дне кратеров и в межкратерных впадинах. [6]

Справа от днищ двух крупных кратеров справа видны два оползня длиной 3–3,5 км.

В субкилометровом масштабе поверхность Каллисто более деградировала, чем поверхности других ледяных галилеевых спутников . [6] Обычно наблюдается дефицит небольших ударных кратеров диаметром менее 1 км по сравнению, например, с темными равнинами на Ганимеде . [12] Вместо маленьких кратеров почти вездесущие поверхности представляют собой небольшие выступы и ямки. [6] Считается, что выступы представляют собой остатки краев кратера, разрушенных пока еще неясным процессом. [13] Наиболее вероятным процессом-кандидатом является медленная сублимация льда, которая обеспечивается температурой до 165  К , достигаемой в подсолнечной точке. [6] Такая сублимация воды или других летучих веществ из грязного льда, являющегося коренной породой, приводит к его разложению. Неледяные остатки образуют лавины обломков , сходящие со склонов стенок кратера. [13] Такие лавины часто наблюдаются вблизи и внутри ударных кратеров и называются «фартуками обломков». [6] [12] [13] Иногда стены кратеров прорезаны извилистыми долообразными разрезами, называемыми «оврагами», которые напоминают некоторые особенности марсианской поверхности. [6] В гипотезе сублимации льда низколежащий темный материал интерпретируется как покров преимущественно неледяных обломков, который возник из деградированных краев кратеров и покрыл преимущественно ледяную основу.

Относительный возраст различных единиц поверхности Каллисто можно определить по плотности ударных кратеров на них. Чем старше поверхность, тем плотнее население кратеров. [63] Абсолютное датирование не проводилось, но, исходя из теоретических соображений, считается, что кратерным равнинам около 4,5  миллиардов лет, и они датируются почти моментом формирования Солнечной системы . Возраст многокольцевых структур и ударных кратеров зависит от выбранной фоновой скорости образования кратеров и, по оценкам разных авторов, варьируется от 1 до 4 миллиардов лет. [12] [59]

Атмосфера и ионосфера

Индуцированное магнитное поле вокруг Каллисто

Каллисто имеет очень разреженную атмосферу, состоящую из углекислого газа . [8] Он был обнаружен картографическим спектрометром ближнего инфракрасного диапазона Галилео (NIMS) по его особенности поглощения вблизи длины волны 4,2  микрометра . Поверхностное давление оценивается в 7,5 пикобар ( 0,75 мкПа ), а плотность частиц 4 × 10 8  см -3 . Поскольку такая тонкая атмосфера будет потеряна всего примерно за четыре года (см. Побег из атмосферы ) , ее необходимо постоянно пополнять, возможно, за счет медленной сублимации льда из углекислого газа из ледяной коры Каллисто, [8] что было бы совместимо с сублимацией-деградацией. Гипотеза образования выступов на поверхности.

Ионосфера Каллисто была впервые обнаружена во время пролетов Галилея ; В [20] 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). [9] Однако кислород в атмосфере Каллисто еще не был обнаружен напрямую. Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл (HST) установили верхний предел его возможной концентрации в атмосфере, основанный на отсутствии обнаружения, который все еще совместим с ионосферными измерениями. [64] В то же время HST смог обнаружить конденсированный кислород, захваченный на поверхности Каллисто. [65]

Атомарный водород также был обнаружен в атмосфере Каллисто посредством недавнего анализа данных космического телескопа Хаббла 2001 года. [66] Спектральные изображения, сделанные 15 и 24 декабря 2001 года, были повторно исследованы и выявили 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. Причиной этой асимметрии может быть разное содержание водорода как в ведущем, так и в ведомом полушарии. Однако эта разница в яркости водородной короны Каллисто в полушариях, вероятно, возникает из-за затухания сигнала в геокороне Земли , которое сильнее, когда наблюдается ведомое полушарие. [67]

Атмосфера Каллисто была смоделирована, чтобы лучше понять влияние столкновительных молекулярных взаимодействий. [68] Исследователи использовали кинетический метод для моделирования столкновений между составными элементами атмосферы Каллисто (диоксид углерода, молекулярный кислород и молекулярный водород). При моделировании учитывалась термическая десорбция этих соединений под воздействием солнечного света и связанные с этим изменения температуры на поверхности. Моделирование показало, что плотность атмосферы Каллисто можно объяснить захватом водорода более тяжелыми газами, углекислым газом и кислородом. Модель показывает, как кинетические взаимодействия между молекулами влияют на атмосферу, хотя она имеет ограничения с точки зрения рассматриваемых переменных. Смоделированные плотности коррелируют с ожидаемыми порогами экспериментального обнаружения. [69] [70]

Происхождение и эволюция

Частичная дифференциация Каллисто (выведенная, например, из измерений момента инерции) означает, что она никогда не нагревалась настолько, чтобы растопить ее ледяной компонент. [22] Поэтому наиболее благоприятной моделью его формирования является медленная аккреция в субнебуле Юпитера низкой плотности — диске газа и пыли, существовавшем вокруг Юпитера после его образования. [21] Такая продолжительная стадия аккреции позволит охлаждению в значительной степени поспевать за накоплением тепла, вызванным ударами, радиоактивным распадом и сжатием, тем самым предотвращая плавление и быструю дифференциацию. [21] Допустимые сроки формирования Каллисто лежат в диапазоне 0,1–10 миллионов лет. [21]

Виды размывающихся (вверху) и преимущественно размытых (внизу) ледяных выступов (высотой около 100 м), возможно, образовавшихся в результате выброса древнего удара .

Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции определялась балансом радиоактивного нагрева , охлаждения за счет теплопроводности вблизи поверхности и твердотельной или субсолидусной конвекции внутри. [46] Детали субсолидусной конвекции во льду являются основным источником неопределенности в моделях всех ледяных лун . Известно, что он развивается при температуре, достаточно близкой к температуре плавления , из-за температурной зависимости вязкости льда . [71] 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 длительных временных масштабах. [71] Считается, что это происходит в так называемом режиме застойной крышки, когда жесткий, холодный внешний слой Каллисто проводит тепло без конвекции, тогда как лед под ним конвектирует в субсолидусном режиме. [22] [71] Для Каллисто внешний проводящий слой соответствует холодной и твердой литосфере толщиной около 100 км. Его наличие могло бы объяснить отсутствие каких-либо признаков эндогенной активности на поверхности Каллистоаны. [71] [72] Конвекция во внутренних частях Каллисто может быть многослойной, поскольку под высоким давлением, обнаруженным там, водяной лед существует в различных кристаллических фазах, начиная со льда I на поверхности и заканчивая льдом VII в центре. [46] Раннее начало субсолидусной конвекции во внутренних районах Каллисто могло предотвратить крупномасштабное таяние льда и любую последующую 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 продолжалось в течение миллиардов лет и, возможно, продолжается по сей день. [72]

Современное понимание эволюции Каллисто допускает существование слоя или «океана» жидкой воды внутри нее. Это связано с аномальным поведением температуры плавления фазы льда I, которая снижается с давлением , достигая температуры 251 К при 2070 бар (207  МПа ). [22] 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. [46] [71] [72] Наличие даже небольшого количества аммиака — около 1–2% по весу — почти гарантирует существование жидкости, поскольку аммиак еще больше снизит температуру плавления. [22]

Хотя Каллисто по своим общим свойствам очень похожа на Ганимед , ее геологическая история , очевидно, была гораздо проще . Поверхность, по-видимому, сформировалась в основном под воздействием ударов и других экзогенных сил. [12] В отличие от соседнего Ганимеда с его рифленой местностью, здесь мало свидетельств тектонической активности. [16] Объяснения, которые были предложены для контрастов во внутреннем нагреве и последующей дифференциации и геологической активности между Каллисто и Ганимедом, включают различия в условиях формирования, [73] больший приливный нагрев, испытываемый Ганимедом, [74] и более многочисленные и энергичные удары, которым мог подвергнуться Ганимед во время поздней тяжелой бомбардировки . [75] [76] [77] Относительно простая геологическая история Каллисто предоставляет ученым-планетологам ориентир для сравнения с другими, более активными и сложными мирами. [16]

Обитаемость

Предполагается, что в подземном океане Каллисто может существовать жизнь. Подобно Европе и Ганимеду , а также спутникам Сатурна Энцеладу , Дионе и Титану и спутнику Нептуна Тритону , [ 78 ] возможный подземный океан может состоять из соленой воды .

Вполне возможно, что галофилы могут процветать в океане. [79] Как и в случае с Европой и Ганимедом , возникла идея, что в соленом океане под поверхностью Каллисто могут существовать пригодные для жизни условия и даже внеземная микробная жизнь . [23] Однако условия окружающей среды, необходимые для жизни, на Каллисто менее благоприятны, чем на Европе. Основные причины — отсутствие контакта со скалистым материалом и меньший тепловой поток из недр Каллисто. [23] Океан Каллисто нагревается только за счет радиоактивного распада, тогда как океан Европы также нагревается за счет энергии приливов, поскольку она намного ближе к Юпитеру. [79] Считается, что из всех спутников Юпитера Европа имеет наибольшие шансы на поддержку микробной жизни . [23] [80]

Исследование

Прошлое

Встречи «Пионера-10» и «Пионера-11» с Юпитером в начале 1970-х годов принесли мало новой информации о Каллисто по сравнению с тем, что уже было известно из наземных наблюдений. [6] Настоящий прорыв произошел позже, когда в 1979 году пролетели «Вояджер-1» и «Вояджер-2». Они сфотографировали более половины поверхности Каллистоаны с разрешением 1–2 км и точно измерили ее температуру, массу и форму. [6] Второй раунд исследований длился с 1994 по 2003 год, когда космический корабль Галилео восемь раз сталкивался с Каллисто, а последний пролет во время орбиты C30 в 2001 году прошёл на расстоянии 138 км от поверхности. Орбитальный аппарат Галилео завершил глобальную съемку поверхности и предоставил ряд изображений с разрешением до 15 метров отдельных участков Каллисто. [12] В 2000 году космический корабль Кассини , направлявшийся к Сатурну , получил высококачественные инфракрасные спектры галилеевых спутников, включая Каллисто. [50] В феврале-марте 2007 года зонд «Новые горизонты» , направлявшийся к Плутону, получил новые изображения и спектры Каллисто. [81]

Будущие исследования

В ближайшее время Каллисто посетят три космических корабля.

Исследователь ледяных лун Юпитера (JUICE) Европейского космического агентства , запущенный 14 апреля 2023 года, в период с 2031 по 2034 год совершит 21 близкий облет Каллисто. [82] [83]

Europa Clipper НАСА , запуск которого запланирован на октябрь 2024 года, начиная с 2030 года проведет девять близких облетов Каллисто. [84]

Китайский CNSA Tianwen-4 планируется запустить к Юпитеру примерно в 2030 году, а затем выйти на орбиту Каллисто. [85] [86] [87]

Старые предложения

Миссия Europa Jupiter System Mission (EJSM) , которую ранее предлагалось запустить в 2020 году, представляла собой совместное предложение НАСА и ЕКА по исследованию спутников Юпитера . В феврале 2009 года было объявлено, что ЕКА/НАСА отдало этой миссии приоритет перед миссией системы Титан-Сатурн . [88] В то время вклад ЕКА все еще сталкивался с конкуренцией за финансирование со стороны других проектов ЕКА. [89] EJSM состоял из орбитального аппарата «Юпитер-Европа» под руководством НАСА , орбитального аппарата «Юпитер-Ганимед» под руководством ЕКА и, возможно, магнитосферного орбитального аппарата «Юпитер» под руководством JAXA .

Потенциальные исследования и проживание с экипажем

Впечатление художника от базы на Каллисто [90]

В 2003 году НАСА провело концептуальное исследование под названием «Исследование человеком внешних планет» (НАДЕЖДА), касающееся будущего исследования человеком внешней части Солнечной системы . Целью, выбранной для детального рассмотрения, была Каллисто. [24] [91]

В исследовании предлагалась возможная наземная база на Каллисто, которая будет производить ракетное топливо для дальнейшего исследования Солнечной системы. [90] Преимущества базы на Каллисто включают низкую радиацию (из-за удаленности от Юпитера) и геологическую стабильность. Такая база могла бы способствовать удаленному исследованию Европы или стать идеальным местом для путевой станции системы Юпитера, обслуживающей космические корабли, направляющиеся дальше во внешнюю Солнечную систему, используя гравитационную помощь от близкого пролета Юпитера после отлета Каллисто. [24]

В декабре 2003 года НАСА сообщило, что пилотируемая миссия на Каллисто может стать возможной в 2040-х годах. [92]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Периапсис получается из большой полуоси ( a ) и эксцентриситета ( e ): .
  2. ^ Апоапсис происходит от большой полуоси ( a ) и эксцентриситета ( e ): .
  3. ^ Площадь поверхности, полученная из радиуса ( r ): .
  4. ^ Объем, полученный из радиуса ( r ): .
  5. ^ Поверхностная гравитация, полученная из массы ( м ), гравитационной постоянной ( G ) и радиуса ( r ): .
  6. ^ Скорость убегания, полученная из массы ( м ), гравитационной постоянной ( G ) и радиуса ( r ): .
  7. ^ ab Ведущее полушарие — это полушарие, обращенное по направлению орбитального движения; ведомое полушарие обращено в обратном направлении.
  8. ^ Безразмерный момент инерции, о котором идет речь, равен , где I - момент инерции, m - масса, а r - максимальный радиус. Он равен 0,4 для однородного сферического тела, но меньше 0,4, если плотность увеличивается с глубиной.
  9. ^ В случае ледяных спутников палимпсесты определяются как яркие круглые элементы поверхности, вероятно, старые ударные кратеры [12]
  10. ^ Эмбай означает запереться или укрыться, как в бухте .

Рекомендации

  1. ^ аб Галилей, Г. (13 марта 1610 г.). Сидерей Нунций .
  2. ^ "Каллисто". Британский словарь английского языка Lexico . Издательство Оксфордского университета . Архивировано из оригинала 22 марта 2020 года.
  3. ^ abcdef «Параметры средней орбиты планетарных спутников». Лаборатория реактивного движения Калифорнийского технологического института. Архивировано из оригинала 3 ноября 2013 года . Проверено 6 июля 2007 г.
  4. ^ abcdefghi Андерсон, доктор юридических наук; Джейкобсон, РА; МакЭлрат, ТП; Мур, ВБ; Шуберт, Г.; Томас, ПК (2001). «Форма, средний радиус, гравитационное поле и внутренняя структура Каллисто». Икар . 153 (1): 157–161. Бибкод : 2001Icar..153..157A. дои : 10.1006/icar.2001.6664. S2CID  120591546.
  5. ^ Шуберт, Г.; Андерсон, доктор медицинских наук; Спон, Т.; Маккиннон, Всемирный банк (2004). «Внутренний состав, структура и динамика галилеевых спутников». В Багенале, Ф.; Даулинг, Т.Э.; Маккиннон, ВБ (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера. Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. стр. 281–306. ISBN 978-0521035453. OCLC  54081598. Архивировано из оригинала 16 апреля 2023 года . Проверено 23 июля 2019 г.
  6. ^ abcdefghijklmnopqrs Мур, Джеффри М.; Чепмен, Кларк Р.; Бирхаус, Эдвард Б.; и другие. (2004). «Каллисто» (PDF) . В Багенале, Фрэн; Даулинг, Тимоти Э.; Маккиннон, Уильям Б. (ред.). Юпитер: Планета, спутники и магнитосфера . Издательство Кембриджского университета. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  7. ^ «Классические спутники Солнечной системы». Обсерватория АРВАЛ. Архивировано из оригинала 9 июля 2011 года . Проверено 13 июля 2007 г.
  8. ^ abcde Карлсон, RW; и другие. (1999). «Разреженная атмосфера углекислого газа на спутнике Юпитера Каллисто» (PDF) . Наука . 283 (5403): 820–821. Бибкод : 1999Sci...283..820C. CiteSeerX 10.1.1.620.9273 . дои : 10.1126/science.283.5403.820. PMID  9933159. Архивировано из оригинала (PDF) 3 октября 2008 года . Проверено 10 июля 2007 г. 
  9. ^ abc Лян, MC; Лейн, БФ; Паппалардо, RT; и другие. (2005). «Атмосфера Каллисто». Журнал геофизических исследований . 110 (Е2): E02003. Бибкод : 2005JGRE..11002003L. дои : 10.1029/2004JE002322 .
  10. ^ «Каллисто – Обзор – Планеты – Исследование Солнечной системы НАСА» . Исследование Солнечной системы НАСА . Архивировано из оригинала 28 марта 2014 года.
  11. ^ Глендей, Крейг (2013). Книга рекордов Гиннеса 2014. Guinness World Records Limited. п. 187. ИСБН 978-1-908843-15-9.
  12. ^ abcdefghijklmnopqrstu против Грили, Р.; Клемашевский, Дж. Э.; Вагнер, Л.; и другие. (2000). «Взгляды Галилея на геологию Каллисто». Планетарная и космическая наука . 48 (9): 829–853. Бибкод : 2000P&SS...48..829G. дои : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7.
  13. ^ abcde Мур, Джеффри М.; Асфауг, Эрик; Моррисон, Дэвид; Спенсер, Джон Р.; Чепмен, Кларк Р.; Бирхаус, Бо; Салливан, Роберт Дж.; Чуанг, Фрэнк С.; Клемашевски, Джеймс Э.; Грили, Рональд; Бендер, Келли С.; Гейсслер, Пол Э.; Хельфенштейн, Пол; Пилчер, Карл Б. (1999). «Массовое движение и деградация рельефа на ледяных галилеевых спутниках: результаты штатной миссии Галилео». Икар . 140 (2): 294–312. Бибкод : 1999Icar..140..294M. дои : 10.1006/icar.1999.6132. Архивировано из оригинала 29 января 2019 года . Проверено 26 августа 2018 г.
  14. ^ Аб Чанг, Кеннет (12 марта 2015 г.). «Внезапно кажется, что вода повсюду в Солнечной системе». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 9 мая 2020 года . Проверено 12 марта 2015 г.
  15. ^ abcdefghij Кусков, OL; Кронрод, Вирджиния (2005). «Внутреннее строение Европы и Каллисто». Икар . 177 (2): 550–369. Бибкод : 2005Icar..177..550K. дои : 10.1016/j.icarus.2005.04.014.
  16. ^ abcdef Шоумен, AP; Малхотра, Р. (1 октября 1999 г.). «Галилеевы спутники». Наука . 286 (5437): 77–84. дои : 10.1126/science.286.5437.77. PMID  10506564. S2CID  9492520.
  17. ^ abc Musotto, Сюзанна; Варади, Ференц; Мур, Уильям; Шуберт, Джеральд (2002). «Численное моделирование орбит галилеевых спутников». Икар . 159 (2): 500–504. Бибкод : 2002Icar..159..500M. дои : 10.1006/icar.2002.6939.
  18. ^ Аб Купер, Джон Ф.; Джонсон, Роберт Э.; Маук, Барри Х.; Гарретт, Гарри Х.; Герелс, Нил (2001). «Энергичное ионное и электронное облучение ледяных галилеевых спутников» (PDF) . Икар . 139 (1): 133–159. Бибкод : 2001Icar..149..133C. дои : 10.1006/icar.2000.6498. Архивировано из оригинала (PDF) 16 января 2012 года . Проверено 25 октября 2011 г.
  19. ^ «Исследование Юпитера - ДЖИМО - Орбитальный аппарат ледяных лун Юпитера - луна Каллисто» . Космос сегодня онлайн. Архивировано из оригинала 26 июня 2018 года . Проверено 11 октября 2014 г.
  20. ^ Аб Клиоре, AJ; Анабтави, А.; Эррера, Р.Г.; и другие. (2002). «Ионосфера Каллисто по данным радиозатменных наблюдений Галилео» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 107 (A11): 1407. Бибкод : 2002JGRA..107.1407K. дои : 10.1029/2002JA009365 . hdl : 2027.42/95670. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  21. ^ abcd Кануп, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF) . Астрономический журнал . 124 (6): 3404–3423. Бибкод : 2002AJ....124.3404C. дои : 10.1086/344684. S2CID  47631608. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  22. ^ abcdefghi Спон, Т.; Шуберт, Г. (2003). «Океаны в ледяных галилеевых спутниках Юпитера?» (PDF) . Икар . 161 (2): 456–467. Бибкод : 2003Icar..161..456S. дои : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  23. ^ abcd Липпс, Джер Х.; Делори, Грегори; Питман, Джо; и другие. (2004). Гувер, Ричард Б; Левин, Гилберт V; Розанов, Алексей Юрьевич (ред.). «Астробиология ледяных спутников Юпитера» (PDF) . Учеб. ШПИОН . Инструменты, методы и задачи астробиологии VIII. 5555 : 10. Бибкод : 2004SPIE.5555...78L. дои : 10.1117/12.560356. S2CID  140590649. Архивировано из оригинала (PDF) 20 августа 2008 года.
  24. ^ abc Траутман, Пэт; Бетке, Кристен (2003). «Революционные концепции исследования внешней планеты человеком (НАДЕЖДА)» (PDF) . НАСА. Архивировано из оригинала (PDF) 19 января 2012 года.
  25. ^ ab «Спутники Юпитера». Проект Галилео. Архивировано из оригинала 11 февраля 2012 года . Проверено 31 июля 2007 г.
  26. ^ Мариус, С. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. Архивировано из оригинала 29 сентября 2019 года . Проверено 15 апреля 2007 г.
  27. ^ Ван Хелден, Альберт (август 1994 г.). «Название спутников Юпитера и Сатурна» (PDF) . Информационный бюллетень Отдела исторической астрономии Американского астрономического общества (32). Архивировано (PDF) из оригинала 7 декабря 2022 года . Проверено 10 марта 2023 г.
  28. ^ Мариус, Симон (1614). Mundus Iovialis: anno MDCIXDetectus ope perspicilli Belgici, hoc est, quatuor Jovialium Planetarum, cum theoria, tum tabulae. Нюрнберг: Сумптибус и Типис Иоаннис Лаури. п. B2, лицевая и оборотная стороны (изображения 35 и 36), с опечаткой на последней странице (изображение 78). Архивировано из оригинала 2 июля 2020 года . Проверено 30 июня 2020 г.
  29. ^ Барнард, Э.Э. (1892). «Открытие и наблюдение пятого спутника Юпитера». Астрономический журнал . 12 : 81–85. Бибкод : 1892AJ.....12...81B. дои : 10.1086/101715.
  30. ^ Чертополох , январь 1903 г., том. Я не. 2, с. 4
  31. ^ Э. Алан Робертс (2013) Мужество невиновности: (Дева Филеросская) , с. 191
  32. ^ Джордж Стюарт (1882) Эклоги, Георгика и Моретум Вергилия , стр. 271
  33. ^ Ино. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту «Персей» .
  34. ^ Ной Вебстер (1832) Словарь английского языка
  35. ^ Арго. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту «Персей» .
  36. ^ аб Клемашевски, JA; Грили, Р. (2001). «Геологические свидетельства существования океана на Каллисто» (PDF) . Лунная и планетарная наука XXXI. п. 1818. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  37. ^ Стивен Крофт (1985) «Бассейны колец пульсации на Ганимеде и Каллисто», [там же] с. 206
  38. ^ Дэвид М. Харланд (2000) Юпитер Одиссея: История миссии НАСА Галилео , стр. 165
  39. ^ Родительный падеж Callistūs или Callistōnis . Каллисто. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту «Персей» .
  40. ^ Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , т.71, 1911 г.
  41. ^ П. Леонарди (1982), Геологические результаты двадцати лет космических предприятий: спутники Юпитера и Сатурна, в Geologica romana, стр. 468.
  42. ^ Пьер Томас и Филипп Мейсон (1985) «Тектоника структуры Вахалла на Каллисто», Отчеты программы планетарной геологии и геофизики - 1984 , Технический меморандум НАСА 87563, стр. 535
  43. ^ Жан-Пьер Бург и Мэри Форд (1997) Орогения во времени , стр. 55
  44. ^ Лари, Джакомо; Сайленфест, Мелейн; Фенуччи, Марко (2020). «Долгосрочная эволюция галилеевых спутников: захват Каллисто в резонанс». Астрономия и астрофизика . 639 : А40. arXiv : 2001.01106 . Бибкод : 2020A&A...639A..40L. дои : 10.1051/0004-6361/202037445. S2CID  209862163. Архивировано из оригинала 11 июня 2022 года . Проверено 1 августа 2022 г.
  45. ^ Биллс, Брюс Г. (2005). «Свободные и вынужденные наклоны галилеевых спутников Юпитера». Икар . 175 (1): 233–247. Бибкод : 2005Icar..175..233B. дои : 10.1016/j.icarus.2004.10.028. Архивировано из оригинала 27 июля 2020 года . Проверено 26 августа 2018 г.
  46. ^ abcd Фриман, Дж. (2006). «Неньютоновская застойная конвекция крышки и тепловая эволюция Ганимеда и Каллисто» (PDF) . Планетарная и космическая наука . 54 (1): 2–14. Бибкод : 2006P&SS...54....2F. дои :10.1016/j.pss.2005.10.003. Архивировано из оригинала (PDF) 24 августа 2007 года.
  47. ^ Научный комитет ООН по действию атомной радиации. Нью-Йорк: Организация Объединенных Наций. 2008. с. 4. ISBN 978-92-1-142274-0. Архивировано из оригинала 16 июля 2019 года . Проверено 5 января 2017 г.
  48. ↑ Рингвальд, Фредерик А. (29 февраля 2000 г.). «SPS 1020 (Введение в космические науки)». Калифорнийский государственный университет, Фресно. Архивировано из оригинала 25 июля 2008 года . Проверено 4 июля 2009 г.
  49. ^ Кларк, Р.Н. (10 апреля 1981 г.). «Водный иней и лед: спектральная отражательная способность в ближнем инфракрасном диапазоне 0,65–2,5 мкм». Журнал геофизических исследований . 86 (Б4): 3087–3096. Бибкод : 1981JGR....86.3087C. дои : 10.1029/JB086iB04p03087. Архивировано из оригинала 6 июня 2011 года . Проверено 3 марта 2010 г.
  50. ^ Аб Браун, Р.Х.; Бейнс, К.Х.; Беллуччи, Дж.; Бибринг, Япония; Буратти, Б.Дж.; Капаччиони, Ф.; Черрони, П.; Кларк, Р.Н.; Корадини, А.; Крукшанк, ДП; Дроссарт, П.; Формизано, В.; Яуманн, Р.; Ланжевен, Ю.; Мэтсон, Д.Л.; МакКорд, ТБ; Меннелла, В.; Нельсон, РМ; Николсон, доктор медицинских наук; Сикарди, Б.; Сотин, К.; Амичи, С.; Чемберлен, Массачусетс; Филаккьоне, Г.; Хансен, Г.; Хиббиттс, К.; Шоуолтер, М. (2003). «Наблюдения с помощью спектрометра визуального и инфракрасного картирования (VIMS) во время пролета Кассини мимо Юпитера». Икар . 164 (2): 461–470. Бибкод : 2003Icar..164..461B. дои : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
  51. ^ Нолл, К.С. (1996). «Обнаружение SO2 на Каллисто космическим телескопом Хаббл» (PDF) . Лунная и планетарная наука XXXI. п. 1852. Архивировано из оригинала (PDF) 4 июня 2016 года . Проверено 25 июля 2007 г.
  52. ^ AB Хиббиттс, Калифорния; МакКорд, ТБ; Хансен, Великобритания (1998). «Распределение CO2 и SO2 на поверхности Каллисто» (PDF) . Лунная и планетарная наука XXXI. п. 1908. Архивировано из оригинала (PDF) 4 июня 2016 года . Проверено 10 июля 2007 г.
  53. ^ Хурана, КК; Кивельсон, МГ; Стивенсон, диджей; Шуберт, Г.; Рассел, Коннектикут; Уокер, Р.Дж.; Полански, К. (1998). «Индуцированные магнитные поля как свидетельство существования подземных океанов на Европе и Каллисто» (PDF) . Природа . 395 (6704): 777–780. Бибкод : 1998Natur.395..777K. дои : 10.1038/27394. PMID  9796812. S2CID  4424606. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  54. ^ Аб Циммер, К.; Хурана, КК; Кивельсон, Маргарет Г. (2000). «Подповерхностные океаны Европы и Каллисто: ограничения по данным наблюдений магнитометра Галилео» (PDF) . Икар . 147 (2): 329–347. Бибкод : 2000Icar..147..329Z. CiteSeerX 10.1.1.366.7700 . дои : 10.1006/icar.2000.6456. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года. 
  55. ^ Андерсон, JD; Шуберт, Г.; Джейкобсон, РА; Лау, Эл.; Мур, ВБ; Сьо Грен, WL (1998). «Распределение камней, металлов и льдов в Каллисто» (PDF) . Наука . 280 (5369): 1573–1576. Бибкод : 1998Sci...280.1573A. дои : 10.1126/science.280.5369.1573. PMID  9616114. Архивировано из оригинала (PDF) 26 сентября 2007 года.
  56. ^ Соль, Ф.; Спон, Т.; Брейер, Д.; Нагель, К. (2002). «Влияние наблюдений Галилея на внутреннюю структуру и химию галилеевых спутников». Икар . 157 (1): 104–119. Бибкод : 2002Icar..157..104S. дои : 10.1006/icar.2002.6828.
  57. ^ Монтё, Дж.; Тоби, Г.; Шоблет, Г.; Ле Февр, М. (2014). «Могут ли большие ледяные луны срастаться без дифференциации?» (PDF) . Икар . 237 : 377–387. Бибкод : 2014Icar..237..377M. дои : 10.1016/j.icarus.2014.04.041. S2CID  46172826. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  58. ^ Кастильо-Рогез, JC; и другие. (2011). «Насколько дифференцирована Каллисто» (PDF) . 42-я конференция по науке о Луне и планетах : 2580. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года . Проверено 2 января 2020 г.
  59. ^ Аб Занле, К.; Донс, Л.; Левисон, Гарольд Ф. (1998). «Скорость образования кратеров на галилеевых спутниках» (PDF) . Икар . 136 (2): 202–222. Бибкод : 1998Icar..136..202Z. дои : 10.1006/icar.1998.6015. PMID  11878353. Архивировано из оригинала (PDF) 27 февраля 2008 г.
  60. ^ abcd Бендеры, КЦ; Райс, Дж.В.; Вильгельмс, Делавэр; Грили, Р. (1997). «Геологическая карта Каллисто». Тезисы докладов 25-й конференции по наукам о Луне и планетах . 25 : 91. Бибкод :1994LPI....25...91B. Архивировано из оригинала 24 января 2015 года . Проверено 28 августа 2017 г.
  61. ^ Вагнер, Р.; Нойкум, Г.; Грили, Р; и другие. (12–16 марта 2001 г.). Трещины, уступы и линеаменты на Каллисто и их корреляция с деградацией поверхности (PDF) . 32-я ежегодная конференция по науке о Луне и планетах . Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  62. ^ ab Контролируемая фотомозаичная карта Каллисто JC 15M CMN (Карта) (изд. 2002 г.). Геологическая служба США. Архивировано из оригинала 9 мая 2013 года . Проверено 17 апреля 2007 г.
  63. ^ Чепмен, ЧР; Мерлин, штат Вашингтон; Бирхаус, Б.; и другие. (1997). «Население небольших кратеров на Европе, Ганимеде и Каллисто: первоначальные результаты изображений Галилео» (PDF) . Лунная и планетарная наука XXXI. п. 1221. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  64. ^ Стробель, Даррелл Ф.; Саур, Иоахим; Фельдман, Пол Д.; и другие. (2002). «Спектрограф изображений космического телескопа Хаббл. Поиск атмосферы на Каллисто: униполярный индуктор Юпитера». Астрофизический журнал . 581 (1): L51–L54. Бибкод : 2002ApJ...581L..51S. дои : 10.1086/345803 .
  65. ^ Спенсер, Джон Р.; Кэлвин, Венди М. (2002). «Сжатый O2 на Европе и Каллисто» (PDF) . Астрономический журнал . 124 (6): 3400–3403. Бибкод : 2002AJ....124.3400S. дои : 10.1086/344307. S2CID  51792560. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  66. ^ Рот, Лоренц; и другие. (27 мая 2017 г.). «Обнаружение водородной короны в Каллисто». Журнал геофизических исследований: Планеты . 122 (5): 1046–1055. Бибкод : 2017JGRE..122.1046R. дои : 10.1002/2017JE005294. S2CID  125830948.
  67. ^ Алдай, Хуан; Рот, Лоренц; Ивченко, Николай; Ретерфорд, Курт Д.; Беккер, Трейси М; Молинье, Филиппа; Саур, Иоахим (15 ноября 2017 г.). «Новые ограничения на водородную корону Ганимеда: анализ выбросов Лаймана-α, наблюдавшихся HST/STIS в период с 1998 по 2014 год». Планетарная и космическая наука . 148 : 35–44. Бибкод : 2017P&SS..148...35A. дои :10.1016/j.pss.2017.10.006. ISSN  0032-0633.
  68. ^ Карберри Моган, Шейн Р.; Такер, Орентал Дж.; Джонсон, Роберт Э.; Сринивасан, Катепалли Р.; Кумар, Сунил (1 декабря 2020 г.). «Влияние столкновений и теплового выхода в атмосфере Каллисто». Икар . 352 : 113932. Бибкод : 2020Icar..35213932C. дои : 10.1016/j.icarus.2020.113932 . ISSN  0019-1035. S2CID  225656570.
  69. ^ Карберри Моган, Шейн Р.; Такер, Орентал Дж.; Джонсон, Роберт Э.; Форбургер, Одри; Галли, Андре; Маршан, Бенуа; Тафуни, Анджело; Кумар, Сунил; Шахин, Искендер; Шринивасан, Катепалли Р. (1 ноября 2021 г.). «Напряженная, противоречивая атмосфера на Каллисто». Икар . 368 : 114597. arXiv : 2107.12341 . Бибкод : 2021Icar..36814597C. doi :10.1016/j.icarus.2021.114597. ISSN  0019-1035. S2CID  236428141.
  70. ^ Александр, Фрэнсис Дж.; Гарсия, Алехандро Л. (1997). «Метод прямого моделирования Монте-Карло». Компьютеры в физике . 11 (6): 588. Бибкод : 1997ComPh..11..588A. дои : 10.1063/1.168619 .
  71. ^ abcde Маккиннон, Уильям Б. (2006). «О конвекции во ледяных оболочках внешних тел Солнечной системы с подробным применением к Каллисто». Икар . 183 (2): 435–450. Бибкод : 2006Icar..183..435M. дои : 10.1016/j.icarus.2006.03.004.
  72. ^ abc Нагель, Ка; Брейер, Д.; Спон, Т. (2004). «Модель внутренней структуры, эволюции и дифференциации Каллисто». Икар . 169 (2): 402–412. Бибкод : 2004Icar..169..402N. дои : 10.1016/j.icarus.2003.12.019.
  73. ^ Барр, AC; Кануп, РМ (3 августа 2008 г.). «Ограничения на формирование спутников газовых гигантов из внутренних состояний частично дифференцированных спутников». Икар . 198 (1): 163–177. Бибкод : 2008Icar..198..163B. дои : 10.1016/j.icarus.2008.07.004.
  74. ^ Шоумен, AP; Малхотра, Р. (март 1997 г.). «Приливная эволюция в резонанс Лапласа и всплывание Ганимеда». Икар . 127 (1): 93–111. Бибкод : 1997Icar..127...93S. дои : 10.1006/icar.1996.5669. S2CID  55790129.
  75. ↑ Болдуин, Э. (25 января 2010 г.). «Удары кометы объясняют дихотомию Ганимеда-Каллисто». Астрономия сейчас . Архивировано из оригинала 30 января 2010 года . Проверено 1 марта 2010 г.
  76. ^ Барр, AC; Кануп, РМ (март 2010 г.). Происхождение дихотомии Ганимеда/Каллисто в результате ударов во время поздней тяжелой бомбардировки внешней Солнечной системы (PDF) . 41-я конференция по наукам о Луне и планетах (2010 г.) . Хьюстон. Архивировано (PDF) из оригинала 5 июня 2011 года . Проверено 1 марта 2010 г.
  77. ^ Барр, AC; Кануп, РМ (24 января 2010 г.). «Происхождение дихотомии Ганимеда-Каллисто в результате ударов во время поздней сильной бомбардировки» (PDF) . Природа Геонауки . 3 (март 2010 г.): 164–167. Бибкод : 2010NatGe...3..164B. дои : 10.1038/NGEO746. Архивировано из оригинала (PDF) 1 марта 2021 года . Проверено 12 апреля 2020 г.
  78. ↑ Ниммо, Фрэнсис (15 января 2015 г.). «Подпитка недавней геологической активности Тритона наклонными приливами: последствия для геологии Плутона» (PDF) . Икар . 246 : 2–10. Бибкод : 2015Icar..246....2N. дои : 10.1016/j.icarus.2014.01.044. S2CID  40342189. Архивировано (PDF) из оригинала 27 июля 2020 г. . Проверено 12 апреля 2020 г.
  79. ^ аб Филлипс, Тони (23 октября 1998 г.). «Каллисто производит большой фурор». НАСА. Архивировано из оригинала 28 мая 2019 года . Проверено 15 августа 2015 г.
  80. ^ Франсуа, Рален (2005). «Экзоастробиологические аспекты Европы и Титана: от наблюдений к предположениям». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 471–487. Бибкод :2005ССРв..116..471Р. doi : 10.1007/s11214-005-1967-x. S2CID  121543884.
  81. ↑ Морринг, Ф. (7 мая 2007 г.). «Лидер ринга». Неделя авиации и космические технологии : 80–83. Архивировано из оригинала 8 июля 2022 года . Проверено 30 сентября 2020 г.
  82. ^ "Наука и технологии ЕКА - СОК" . ЕКА . 8 ноября 2021 г. Архивировано из оригинала 21 сентября 2019 г. Проверено 10 ноября 2021 г.
  83. ↑ Амос, Джонатан (2 мая 2012 г.). «ЕКА выбирает зонд стоимостью 1 миллиард евро к Юпитеру» . Новости BBC онлайн . Архивировано из оригинала 11 мая 2020 года . Проверено 2 мая 2012 г.
  84. ^ Кампаньола, Стефано; Баффингтон, Брент Б.; Лам, попробуй; Петропулос, Анастасиос Э.; Пеллегрини, Этьен (17 декабря 2019 г.). «Методы проектирования тура для миссии Europa Clipper». Журнал управления, контроля и динамики . 42 (12): 2615–2626. Бибкод : 2019JGCD...42.2615C. дои : 10.2514/1.G004309 . S2CID  203030313.
  85. ↑ Тереза, Дина (23 сентября 2022 г.). «Китайский Tianwen 4 нацелится на Юпитер и Уран с помощью двух космических кораблей на одной ракете» . Интересный инжиниринг.com . Проверено 17 апреля 2023 г.
  86. ^ «Китай раскрывает планы по отправке космических кораблей к Юпитеру и Урану» . Время . 23 сентября 2022 г. Проверено 17 апреля 2023 г.
  87. ↑ Опубликовано Эндрю Джонсом (22 сентября 2022 г.). «Китай хочет исследовать Уран и Юпитер с помощью двух космических кораблей на одной ракете». Space.com . Проверено 17 апреля 2023 г.
  88. ↑ Ринкон, Пол (20 февраля 2009 г.). «Юпитер в прицеле космических агентств». Новости BBC . Архивировано из оригинала 21 февраля 2009 года . Проверено 20 февраля 2009 г.
  89. ^ «Предложения Cosmic Vision 2015–2025». ЕКА. 21 июля 2007 г. Архивировано из оригинала 2 сентября 2011 г. Проверено 20 февраля 2009 г.
  90. ^ ab «Видение исследования космоса» (PDF) . НАСА . 2004. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  91. ^ Траутман, Патрик А.; Бетке, Кристен; Стиллваген, Фред; Колдуэлл, Даррелл Л. младший; Манви, Рам; Стрикленд, Крис; Кризан, Шон А. (28 января 2003 г.). «Революционные концепции исследования внешней планеты человеком (НАДЕЖДА)». Материалы конференции AIP . 654 : 821–828. Бибкод : 2003AIPC..654..821T. дои : 10.1063/1.1541373. hdl : 2060/20030063128 . S2CID  109235313.
  92. ^ «Ядерная электрическая двигательная установка MPD высокой мощности (NEP) для миссий HOPE на Каллисто с искусственной гравитацией» (PDF) . НАСА . 2003. Архивировано из оригинала (PDF) 5 марта 2012 года . Проверено 25 июня 2009 г.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме Каллисто.