stringtranslate.com

Каллисто (луна)

Каллисто ( / kə ˈ lɪ s t oʊ / kə- LIST -oh ), или Юпитер IV , является вторым по величине спутником Юпитера , после Ганимеда . В Солнечной системе это третий по величине спутник после Ганимеда и крупнейшего спутника Сатурна Титана , и почти такой же большой , как самая маленькая планета Меркурий . Каллисто является , с диаметром4821 км , что примерно на треть больше 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 внешний из четырех больших галилеевых спутников Юпитера, [3] которые были открыты в 1610 году одним из первых телескопов , и видны с Земли в обычный бинокль .

Поверхность Каллисто является старейшей и наиболее сильно кратерированной в Солнечной системе. [11] Ее поверхность полностью покрыта ударными кратерами. [12] На ней не видно никаких признаков подповерхностных процессов, таких как тектоника плит или вулканизм , и нет никаких признаков того, что геологическая активность в целом когда-либо имела место, и считается, что она развивалась преимущественно под влиянием ударов . [13] Выдающиеся особенности поверхности включают многокольцевые структуры , ударные кратеры различной формы и цепи кратеров ( катены ) и связанные с ними уступы , хребты и отложения. [13] В небольшом масштабе поверхность разнообразна и состоит из небольших, блестящих инееподобных отложений на вершинах высоких точек, окруженных низколежащим, гладким покровом темного материала. [7] Считается, что это является результатом деградации небольших форм рельефа , вызванной сублимацией , что подтверждается общим дефицитом небольших ударных кратеров и наличием многочисленных небольших выступов, которые считаются их остатками. [14] Абсолютный возраст форм рельефа неизвестен. Каллисто состоит из примерно равного количества камня и льда , с плотностью около1,83 г/см 3 , самая низкая плотность и поверхностная гравитация среди основных лун Юпитера. Соединения, обнаруженные спектроскопически на поверхности, включают водяной лед , [15] углекислый газ , силикаты и органические соединения . Исследования космического аппарата Галилео показали, что Каллисто может иметь небольшое силикатное ядро ​​и, возможно, подповерхностный океан жидкой воды [15] на глубинах более100 км . [16] [17]

Он не находится в орбитальном резонансе , как три других галилеевых спутника — Ио , Европа и Ганимед — и, таким образом, не подвергается заметному приливному нагреву . [18] Вращение Каллисто приливно привязано к его орбите вокруг Юпитера, так что он всегда смотрит в одном и том же направлении, из-за чего Юпитер кажется висящим прямо над его ближней стороной. Он меньше подвержен влиянию магнитосферы Юпитера , чем другие внутренние спутники, из-за своей более удаленной орбиты, расположенной сразу за главным радиационным поясом Юпитера. [19] [20] Каллисто окружен чрезвычайно тонкой атмосферой , состоящей из углекислого газа [9] и, вероятно, молекулярного кислорода [10] , а также довольно интенсивной ионосферой . [21] Считается, что Каллисто образовался путем медленной аккреции из диска газа и пыли, которые окружали Юпитер после его образования. [22] Постепенное увеличение Каллисто и отсутствие приливного нагрева означало, что тепла было недостаточно для быстрой дифференциации . Медленная конвекция внутри Каллисто, которая началась вскоре после формирования, привела к частичной дифференциации и, возможно, к образованию подповерхностного океана на глубине 100–150 км и небольшого каменистого ядра . [23]

Вероятное наличие океана в пределах Каллисто оставляет открытой возможность того, что там может существовать жизнь . Однако условия там считаются менее благоприятными, чем на близлежащей Европе . [24] Различные космические зонды от Pioneers 10 и 11 до Galileo и Cassini изучали Каллисто. Из-за низкого уровня радиации Каллисто долгое время считался наиболее подходящим для базирования возможных будущих пилотируемых миссий по изучению системы Юпитера. [25]

История

Открытие

Каллисто была открыта независимо друг от друга Симоном Марием и Галилео Галилеем в 1610 году вместе с тремя другими крупными лунами Юпитера — Ганимедом , Ио и Европой . [1]

Имя

Каллисто, как и все луны Юпитера, названа в честь одной из многочисленных возлюбленных Зевса или других сексуальных партнёров в греческой мифологии . Каллисто была нимфой (или, согласно некоторым источникам, дочерью Ликаона ), которая была связана с богиней охоты Артемидой . [26] Название было предложено Симоном Марием вскоре после открытия Каллисто. [27] Марий приписал это предложение Иоганну Кеплеру . [26]

Юпитер часто порицается поэтами за его нерегулярную любовь. Три девушки особенно упоминаются как те, за которыми Юпитер тайно ухаживал с успехом. Ио, дочь реки Инах, Каллисто из Ликаона, Европа из Агенора. Затем был Ганимед, прекрасный сын царя Троса, которого Юпитер, приняв форму орла, перенес на небеса на своей спине, как сказочно рассказывают поэты... Я думаю, поэтому, что я не ошибусь, если Первую назову я Ио, Вторую — Европой, Третью — из-за ее величия света, Ганимедом, Четвертую — Каллисто... [28] [29]

Однако названия галилеевых спутников надолго вышли из употребления и не были возрождены в общем употреблении до середины 20-го века. В большей части ранней астрономической литературы Каллисто упоминается по его римскому числовому обозначению, системе, введенной Галилеем, как Юпитер IV или как «четвертый спутник Юпитера». [30]

Не существует установленной английской адъективной формы имени. Адъективная форма греческого Καλλιστῴ Kallistōi — Καλλιστῴος Kallistōi-os , от которого можно было бы ожидать латинского Callistōius и английского *Callistóian (с 5 слогами), параллельного Sapphóian (4 слога) для Sapphō i [31] и Letóian для Lētō i . [32] Однако нижний индекс йота часто опускается в таких греческих именах (ср. Inóan [33] из Īnō i [34] и Argóan [35] из Argō i [36] ), и действительно, аналогичная форма Callistoan встречается. [37] [38] [39] У Вергилия вторая косая основа появляется на латыни: Callistōn-, [40], но соответствующий Callistonian редко появлялся в английском языке. [41] Можно также увидеть специальные формы, такие как Callistan , [14] Callistian [42] и Callistean . [43] [44]

Орбита и вращение

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

Каллисто — самый внешний из четырех галилеевых спутников Юпитера. Он вращается на расстоянии около 1 880 000 км (в 26,3 раза больше радиуса самого Юпитера в 71 492 км). [3] Это значительно больше, чем радиус орбиты — 1 070 000 км — следующего по близости галилеева спутника Ганимеда. В результате этой относительно удаленной орбиты Каллисто не участвует в резонансе среднего движения , в котором три внутренних галилеевых спутника заблокированы, и, вероятно, никогда не участвовал. [18] Ожидается, что Каллисто будет захвачен в резонанс примерно через 1,5 миллиарда лет, завершив цепочку 1:2:4:8. [45]

Как и большинство других обычных планетарных лун, вращение Каллисто заблокировано, чтобы быть синхронным с его орбитой. [4] Длина дня Каллисто, одновременно его орбитальный период , составляет около 16,7 земных дней. Его орбита очень слегка эксцентрична и наклонена к экватору Юпитера , причем эксцентриситет и наклонение изменяются квазипериодически из-за солнечных и планетарных гравитационных возмущений на временной шкале столетий. Диапазоны изменений составляют 0,0072–0,0076 и 0,20–0,60° соответственно. [18] Эти орбитальные изменения приводят к тому, что осевой наклон (угол между осями вращения и орбиты) варьируется от 0,4 до 1,6°. [46]

Динамическая изоляция Каллисто означает, что он никогда не подвергался заметному приливному нагреву , что имеет важные последствия для его внутренней структуры и эволюции . [47] Его удаленность от Юпитера также означает, что поток заряженных частиц из магнитосферы Юпитера на его поверхности относительно низок — примерно в 300 раз ниже, чем, например, на Европе . Следовательно, в отличие от других галилеевых лун, облучение заряженными частицами оказало относительно незначительное влияние на поверхность Каллисто. [19] Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе около 0,01 бэр (0,1 мЗв ) в день, что чуть более чем в десять раз превышает среднюю фоновую радиацию Земли, [48] [49] но меньше, чем на низкой околоземной орбите или на Марсе .

Физические характеристики

Состав

Сравнение размеров Земли , Луны и Каллисто
Ближние ИК-спектры темных кратерированных равнин (красные) и ударной структуры Асгарда (синие), показывающие наличие большего количества водяного льда ( полосы поглощения от 1 до 2 мкм ) [50] и меньшего количества каменистого материала внутри Асгарда.

Средняя плотность Каллисто, 1,83 г/см3 , [ 4] предполагает состав примерно равных частей скального материала и водяного льда , с некоторыми дополнительными летучими льдами, такими как аммиак . [16] Массовая доля льдов составляет 49–55%. [16] [23] Точный состав скального компонента Каллисто неизвестен, но, вероятно, близок к составу обыкновенных хондритов типа L/LL , [16] которые характеризуются меньшим общим содержанием железа , меньшим содержанием металлического железа и большим содержанием оксида железа , чем хондриты H. Весовое соотношение железа к кремнию составляет 0,9–1,3 в Каллисто, тогда как солнечное соотношение составляет около 1:8. [16]

Поверхность Каллисто имеет альбедо около 20%. [7] Считается, что ее поверхностный состав в целом аналогичен ее составу в целом. Ближняя инфракрасная спектроскопия выявила наличие полос поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 микрометров. [7] Водяной лед, по-видимому, повсеместно распространен на поверхности Каллисто, с массовой долей 25–50%. [17] Анализ спектров высокого разрешения, ближнего инфракрасного и УФ-диапазона, полученных космическим аппаратом Галилео и с земли, выявил различные неледяные материалы: магний- и железосодержащие гидратированные силикаты , [7] углекислый газ , [51] диоксид серы , [52] и, возможно, аммиак и различные органические соединения . [17] [7] Спектральные данные указывают на то, что поверхность Каллисто чрезвычайно неоднородна в малых масштабах. Небольшие, яркие участки чистого водяного льда перемешаны с участками смеси камня и льда и протяженными темными областями, состоящими из неледяного материала. [7] [13]

Поверхность Каллисто асимметрична: ведущее полушарие [g] темнее ведомого. Это отличается от других галилеевых спутников , где все наоборот. [7] Ведущее полушарие [g] Каллисто, по-видимому, обогащено углекислым газом , тогда как ведущее полушарие содержит больше двуокиси серы . [53] Многие свежие ударные кратеры , такие как Лофн, также показывают обогащение углекислым газом. [53] В целом химический состав поверхности, особенно в темных областях, может быть близок к тому, что наблюдается на астероидах D-типа , [13] поверхности которых состоят из углеродистого материала.

Внутренняя структура

Модель внутренней структуры Каллисто, показывающая поверхностный слой льда, возможный слой жидкой воды и внутреннюю часть, состоящую из льда и камня.

Измятая поверхность Каллисто лежит поверх холодной, жесткой и ледяной литосферы толщиной от 80 до 150 км. [16] [23] Под корой может находиться соленый океан глубиной 150–200 км , [16] [23] на что указывают исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников. [54] [55] 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 слоя высокопроводящей жидкости внутри него толщиной не менее 10 км. [55] Существование океана более вероятно, если вода содержит небольшое количество аммиака или другого антифриза , до 5% по весу. [23] В этом случае слой воды и льда может быть толщиной до 250–300 км. [16] При отсутствии океана ледяная литосфера может быть несколько толще, примерно до 300 км.

Под литосферой и предполагаемым океаном внутренняя часть Каллисто, по-видимому, не является ни полностью однородной, ни особенно изменчивой. Данные орбитального аппарата Галилео [4] (особенно безразмерный момент инерции [h] — 0,3549 ± 0,0042 — определенный во время близких пролетов) предполагают, что если Каллисто находится в гидростатическом равновесии , его внутренняя часть состоит из сжатых пород и льдов , причем количество породы увеличивается с глубиной из-за частичного оседания ее составляющих. [16] [56] Другими словами, Каллисто может быть лишь частично дифференцированным . Плотность и момент инерции для равновесного Каллисто совместимы с существованием небольшого силикатного ядра в центре Каллисто. Радиус любого такого ядра не может превышать 600 км, а плотность может лежать в пределах от 3,1 до 3,6 г/см 3 . [4] [16] В этом случае внутреннее строение Каллисто будет резко контрастировать с внутренним строением Ганимеда , которое, по-видимому, полностью дифференцировано. [17] [57]

Однако повторный анализ данных Galileo 2011 года показывает, что Каллисто не находится в гидростатическом равновесии. [58] В этом случае данные о гравитации могут больше соответствовать более тщательно дифференцированному Каллисто с гидратированным силикатным ядром. [59]

Поверхностные характеристики

Изображение кратерированных равнин, полученное с помощью аппарата «Галилео» , иллюстрирующее повсеместное локальное сглаживание поверхности Каллисто.

Древняя поверхность Каллисто — одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе. [60] 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 структур. [61] Ударные кратеры и многокольцевые структуры — вместе с соответствующими трещинами , уступами и отложениями — являются единственными крупными особенностями, которые можно найти на поверхности. [13] [61]

Поверхность Каллисто можно разделить на несколько геологически различных частей: кратерированные равнины, светлые равнины, яркие и темные гладкие равнины и различные единицы, связанные с определенными многокольцевыми структурами и ударными кратерами. [13] [61] Кратерированные равнины составляют большую часть площади поверхности и представляют собой древнюю литосферу, смесь льда и каменистого материала. Светлые равнины включают яркие ударные кратеры, такие как Берр и Лофн , а также стертые остатки старых больших кратеров, называемых палимпсестами , [i] центральные части многокольцевых структур и изолированные участки на кратерированных равнинах. [13] Предполагается, что эти светлые равнины представляют собой ледяные ударные отложения. Яркие, гладкие равнины составляют небольшую часть поверхности Каллисто и встречаются в зонах хребтов и впадин формаций Валгалла и Асгард , а также в виде изолированных пятен на кратерированных равнинах. Считалось, что они связаны с эндогенной активностью, но изображения Galileo с высоким разрешением показали, что яркие, гладкие равнины коррелируют с сильно изломанной и неровной местностью и не показывают никаких признаков восстановления поверхности. [13] Изображения Galileo также выявили небольшие, темные, гладкие области с общим покрытием менее 10 000 км 2 , которые, по-видимому, затапливают [j] окружающую местность. Это возможные криовулканические отложения. [13] Как светлые, так и различные гладкие равнины несколько моложе и менее кратерированы, чем фоновые кратерированные равнины. [13] [62]

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

Диаметры видимых ударных кратеров варьируются от 0,1 км — предел, определяемый разрешением изображения — до более 100 км, не считая многокольцевых структур. [13] Небольшие кратеры диаметром менее 5 км имеют простую чашеобразную или плоскую форму. Кратеры диаметром 5–40 км обычно имеют центральный пик. Более крупные ударные образования диаметром в диапазоне 25–100 км имеют центральные ямы вместо пиков, такие как кратер Тиндр . [13] Самые большие кратеры диаметром более 60 км могут иметь центральные купола, которые, как считается, являются результатом центрального тектонического поднятия после удара; [13] примерами являются кратеры Дох и Хар . Небольшое количество очень больших — диаметром более 100 км — и ярких ударных кратеров показывают аномальную геометрию купола. Они необычно неглубокие и могут быть переходным рельефом к многокольцевым структурам, как в случае с ударным образованием Лофн . [13] Кратеры Каллисто, как правило, мельче, чем на Луне .

Изображение Валгаллы , полученное с помощью Voyager 1 , многокольцевой ударной структуры диаметром 3800 км.

Крупнейшими ударными образованиями на поверхности Каллисто являются многокольцевые бассейны. [13] [61] Два из них огромны. Валгалла — крупнейший, с яркой центральной областью диаметром 600 км и кольцами, простирающимися на 1800 км от центра (см. рисунок). [63] Вторым по величине является Асгард , диаметром около 1600 км. [63] Многокольцевые структуры, вероятно, возникли в результате пост-ударного концентрического разлома литосферы, лежащей на слое мягкого или жидкого материала, возможно, океана. [37] Катены — например, Гомульская катена — представляют собой длинные цепи ударных кратеров, выстроенных в прямые линии по всей поверхности. Вероятно, они были созданы объектами, которые были приливно разрушены, когда они проходили близко к Юпитеру до столкновения с Каллисто, или очень косыми ударами. [13] 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. [7] Высокоразрешенные изображения Galileo показали, что яркие участки преимущественно расположены на возвышенных элементах поверхности: краях кратеров , уступах , хребтах и ​​выступах. [7] Скорее всего, это тонкие отложения водяного инея . Темный материал обычно залегает в низинах, окружающих и покрывающих яркие элементы, и кажется гладким. Он часто образует участки до 5 км в поперечнике в пределах дна кратеров и в межкратерных впадинах. [7]

На правой стороне днищ двух больших кратеров справа видны два оползня длиной 3–3,5 км.

В субкилометровом масштабе поверхность Каллисто более деградирована, чем поверхности других ледяных галилеевых лун . [7] Обычно наблюдается дефицит небольших ударных кратеров с диаметрами менее 1 км по сравнению, например, с темными равнинами на Ганимеде . [13] Вместо небольших кратеров почти повсеместными особенностями поверхности являются небольшие выступы и ямки. [7] Считается, что выступы представляют собой остатки краев кратеров, деградировавших в результате пока еще неопределенного процесса. [14] Наиболее вероятным кандидатом является процесс медленной сублимации льда, который возможен при температуре до 165  К , достигаемой в подсолнечной точке. [7] Такая сублимация воды или других летучих веществ из грязного льда, который является коренной породой, вызывает его разложение. Остатки, не являющиеся льдом, образуют лавины обломков, спускающиеся со склонов стен кратера. [14] Такие лавины часто наблюдаются вблизи и внутри ударных кратеров и называются «обломочными фартуками». [7] [13] [14] Иногда стенки кратеров изрезаны извилистыми долинными врезами, называемыми «оврагами», которые напоминают некоторые особенности марсианской поверхности. [7] В гипотезе сублимации льда низколежащий темный материал интерпретируется как покров в основном неледяного мусора, который возник из деградировавших краев кратеров и покрыл преимущественно ледяную коренную породу.

Относительный возраст различных поверхностных единиц на Каллисто можно определить по плотности ударных кратеров на них. Чем старше поверхность, тем плотнее популяция кратеров. [64] Абсолютное датирование не проводилось, но на основе теоретических соображений считается, что кратерированным равнинам ~4,5  миллиарда лет, что почти соответствует образованию Солнечной системы . Возраст многокольцевых структур и ударных кратеров зависит от выбранных фоновых скоростей кратерообразования и оценивается разными авторами в диапазоне от 1 до 4 миллиардов лет. [13] [60]

Атмосфера и ионосфера

Индуцированное магнитное поле вокруг Каллисто

Каллисто имеет очень разреженную атмосферу, состоящую из углекислого газа [9] и, вероятно, кислорода. Она была обнаружена спектрометром Galileo Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) по ее абсорбционной особенности вблизи длины волны 4,2  микрометра . Поверхностное давление оценивается в 7,5 пикобар (0,75 мкПа ), а плотность частиц — в 4 × 10 8  см −3 . Поскольку такая тонкая атмосфера будет потеряна всего за четыре года (см. улетучивание атмосферы ) , она должна постоянно пополняться, возможно, путем медленной сублимации льда углекислого газа из ледяной коры Каллисто, [9] что совместимо с гипотезой сублимации-деградации для образования поверхностных выступов.

Ионосфера Каллисто была впервые обнаружена во время пролетов Галилео ; [21] ее высокая электронная плотность 7–17 × 10 4  см −3 не может быть объяснена только фотоионизацией атмосферного углекислого газа . Следовательно, предполагается, что атмосфера Каллисто на самом деле состоит из молекулярного кислорода (в количествах, в 10–100 раз превышающих CO
2). [10] Однако кислород пока не был непосредственно обнаружен в атмосфере Каллисто. Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл (HST) установили верхний предел его возможной концентрации в атмосфере, основанный на отсутствии обнаружения, что все еще совместимо с ионосферными измерениями. [65] В то же время HST удалось обнаружить конденсированный кислород, захваченный на поверхности Каллисто. [66]

Атомарный водород также был обнаружен в атмосфере Каллисто с помощью недавнего анализа данных космического телескопа Хаббл 2001 года. [67] Спектральные изображения, полученные 15 и 24 декабря 2001 года, были повторно исследованы, обнаружив слабый сигнал рассеянного света, который указывает на водородную корону. Наблюдаемая яркость рассеянного солнечного света в водородной короне Каллисто примерно в два раза больше, когда наблюдается ведущее полушарие. Эта асимметрия может возникать из-за разного содержания водорода как в ведущем, так и в ведомом полушариях. Однако эта полусферическая разница в яркости водородной короны Каллисто, вероятно, возникает из-за затухания сигнала в геокороне Земли , который больше, когда наблюдается ведомое полушарие. [68]

Атмосфера Каллисто была смоделирована, чтобы лучше понять влияние столкновительных молекулярных взаимодействий. [69] Исследователи использовали кинетический метод для моделирования столкновений между составными элементами атмосферы Каллисто (углекислый газ, молекулярный кислород и молекулярный водород). Моделирование учитывало термическую десорбцию этих соединений из-за воздействия солнца и возникающие в результате этого 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 для экспериментального обнаружения. [70] [71]

Происхождение и эволюция

Частичная дифференциация Каллисто (выведенная, например, из измерений момента инерции) означает, что он никогда не был достаточно нагрет, чтобы расплавить свой ледяной компонент. [23] Поэтому наиболее благоприятной моделью его образования является медленная аккреция в субтуманности Юпитера с низкой плотностью — диске газа и пыли, который существовал вокруг Юпитера после его образования. [22] Такая длительная стадия аккреции позволила бы охлаждению в значительной степени идти в ногу с накоплением тепла, вызванным ударами, радиоактивным распадом и сжатием, тем самым предотвращая таяние и быструю дифференциацию. [22] Допустимая временная шкала для образования Каллисто лежит тогда в диапазоне 0,1–10 миллионов лет. [22]

Виды разрушающихся (вверху) и в основном разрушенных (внизу) ледяных бугров (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 во внутренних частях. [47] Детали субсолидусной конвекции во льду являются основным источником неопределенности в моделях всех ледяных лун . Известно, что она развивается, когда температура достаточно близка к точке плавления , из-за температурной зависимости вязкости льда . [72] Субсолидусная конвекция в ледяных телах представляет собой медленный процесс с движениями льда порядка 1 сантиметра в год, но на самом деле является очень эффективным механизмом охлаждения в длительных временных масштабах. [72] Считается, что она 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. [23] [72] Для Каллисто внешний проводящий слой соответствует холодной и жесткой литосфере толщиной около 100 км. Его наличие объяснило бы отсутствие каких-либо признаков эндогенной активности на поверхности Каллисто. [72] [73] Конвекция во внутренних частях Каллисто может быть слоистой, поскольку под высоким давлением, обнаруженным там, водяной лед существует в различных кристаллических фазах, начиная от льда I на поверхности до льда VII в центре. [47] Раннее начало субсолидусной конвекции во внутренних частях Каллисто могло бы 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 пород и льдов внутри Каллисто происходило в масштабах миллиардов лет и, возможно, продолжается по сей день. [73]

Современное понимание эволюции Каллисто допускает существование слоя или «океана» жидкой воды в его недрах. Это связано с аномальным поведением температуры плавления фазы льда I, которая уменьшается с давлением , достигая температуры всего 251 К при 2070 бар (207  МПа ). [23] 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. [47] [72] [73] Наличие даже небольших количеств аммиака — около 1–2% по весу — почти гарантирует существование жидкости, поскольку аммиак еще больше понизил бы температуру плавления. [23]

Хотя Каллисто очень похож по своим объемным свойствам на Ганимед , по-видимому, у него была гораздо более простая геологическая история . Поверхность, по-видимому, была сформирована в основном ударами и другими экзогенными силами. [13] В отличие от соседнего Ганимеда с его бороздчатым рельефом, здесь мало свидетельств тектонической активности. [17] Объяснения, которые были предложены для контрастов во внутреннем нагреве и последующей дифференциации и геологической активности между Каллисто и Ганимедом, включают различия в условиях формирования, [74] более сильный приливной нагрев, испытываемый Ганимедом, [75] и более многочисленные и энергичные удары, которые Ганимед мог бы испытать во время поздней тяжелой бомбардировки . [76] [77] [78] Относительно простая геологическая история Каллисто дает планетологам точку отсчета для сравнения с другими более активными и сложными мирами. [17]

Обитаемость

Предполагается, что в подповерхностном океане Каллисто может быть жизнь. Подобно Европе и Ганимеду, а также лунам Сатурна Энцеладу , Дионе и Титану и луне Нептуна Тритону , [ 79 ] возможный подповерхностный океан может состоять из соленой воды .

Вполне возможно, что галофилы могли бы процветать в океане. [80] Как и в случае с Европой и Ганимедом , была выдвинута идея, что пригодные для жизни условия и даже внеземная микробная жизнь могут существовать в соленом океане под поверхностью Каллисто. [24] Однако условия окружающей среды, необходимые для жизни, кажутся менее благоприятными на Каллисто, чем на Европе. Основными причинами являются отсутствие контакта со скалистым материалом и более низкий тепловой поток из недр Каллисто. [24] Океан Каллисто нагревается только за счет радиоактивного распада, в то время как океан Европы также нагревается приливной энергией, поскольку он находится гораздо ближе к Юпитеру. [80] Считается, что из всех лун Юпитера Европа имеет наибольшие шансы поддерживать микробную жизнь . [24] [81]

Исследование

Прошлое

Встречи Pioneer 10 и Pioneer 11 с Юпитером в начале 1970-х годов дали мало новой информации о Каллисто по сравнению с тем, что уже было известно из наземных наблюдений. [7] Настоящий прорыв произошел позже, с пролетами Voyager 1 и Voyager 2 в 1979 году. Они сфотографировали более половины поверхности Каллисто с разрешением 1–2 км и точно измерили ее температуру, массу и форму. [7] Второй раунд исследований продолжался с 1994 по 2003 год, когда космический аппарат Galileo имел восемь близких сближений с Каллисто, последний пролет во время орбиты C30 в 2001 году прошел на расстоянии всего 138 км от поверхности. Орбитальный аппарат Galileo завершил глобальную съемку поверхности и предоставил ряд снимков с разрешением до 15 метров выбранных областей Каллисто. [13] В 2000 году космический аппарат «Кассини» на пути к Сатурну получил высококачественные инфракрасные спектры галилеевых спутников, включая Каллисто. [51] В феврале-марте 2007 года зонд «Новые горизонты» на пути к Плутону получил новые изображения и спектры Каллисто. [82]

Будущие исследования

В ближайшем будущем Каллисто посетят три космических аппарата.

Космический аппарат Европейского космического агентства Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE), запущенный 14 апреля 2023 года, совершит 21 близкий пролет мимо Каллисто в период с 2031 по 2034 год. [83] [84]

Космический аппарат NASA Europa Clipper , запущенный 14 октября 2024 года, проведет девять близких пролетов мимо Каллисто, начиная с 2030 года. [85]

Китайский CNSA Tianwen-4 планируется запустить к Юпитеру около 2030 года, а затем выйти на орбиту Каллисто. [86] [87] [88]

Старые предложения

Ранее предложенная к запуску в 2020 году миссия Europa Jupiter System Mission (EJSM) была совместным предложением NASA / ESA по исследованию лун Юпитера . В феврале 2009 года было объявлено, что ESA/NASA отдали этой миссии приоритет перед миссией Titan Saturn System Mission . [89] В то время вклад ESA все еще сталкивался с конкуренцией за финансирование со стороны других проектов ESA. [90] EJSM состояла из возглавляемого NASA орбитального аппарата Jupiter Europa Orbiter , возглавляемого ESA орбитального аппарата Jupiter Ganymede Orbiter и, возможно, возглавляемого JAXA магнитосферного орбитального аппарата Jupiter .

Потенциальное пилотируемое исследование и проживание

Художественное представление базы на Каллисто [91]

В 2003 году НАСА провело концептуальное исследование под названием Human Outer Planets Exploration (HOPE) относительно будущего исследования человеком внешней части Солнечной системы . Целью, выбранной для детального рассмотрения, была Каллисто. [25] [92]

Исследование предложило возможную базу на поверхности Каллисто, которая будет производить ракетное топливо для дальнейшего исследования Солнечной системы. [91] Преимущества базы на Каллисто включают низкую радиацию (из-за ее удаленности от Юпитера) и геологическую стабильность. Такая база могла бы облегчить удаленное исследование Европы или стать идеальным местом для станции обслуживания космических аппаратов системы Юпитера, направляющихся дальше во внешнюю часть Солнечной системы, используя гравитационный маневр от близкого пролета Юпитера после вылета из Каллисто. [25]

В декабре 2003 года НАСА сообщило, что пилотируемая миссия на Каллисто может быть возможна в 2040-х годах. [93]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Перицентр вычисляется по большой полуоси ( a ) и эксцентриситету ( e ): .
  2. ^ Апоапсис определяется по большой полуоси ( a ) и эксцентриситету ( e ): .
  3. ^ Площадь поверхности, полученная из радиуса ( r ): .
  4. ^ Объем, полученный из радиуса ( r ): .
  5. ^ Поверхностная гравитация, полученная из массы ( m ), гравитационной постоянной ( G ) и радиуса ( r ): .
  6. ^ Скорость убегания, полученная из массы ( m ), гравитационной постоянной ( G ) и радиуса ( r ): .
  7. ^ ab Ведущее полушарие — это полушарие, обращенное в сторону орбитального движения; ведомое полушарие обращено в противоположном 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 поверхностные образования, вероятно, старые ударные кратеры [13]
  10. ^ Запереть в бухте означает закрыться или укрыться, как в заливе.

Ссылки

  1. ^ аб Галилей, Г. (13 марта 1610 г.). Сидерей Нунций .
  2. ^ "Callisto". Lexico UK English Dictionary . Oxford University Press . Архивировано из оригинала 22 марта 2020 г.
  3. ^ abcdef "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Лаборатория реактивного движения, Калифорнийский технологический институт. Архивировано из оригинала 3 ноября 2013 года . Получено 6 июля 2007 года .
  4. ^ abcdefgh Андерсон, JD; Якобсон, RA; МакЭлрат, TP; Мур, WB; Шуберт, G.; Томас, PC (2001). «Форма, средний радиус, гравитационное поле и внутренняя структура Каллисто». Icarus . 153 (1): 157–161. Bibcode :2001Icar..153..157A. doi :10.1006/icar.2001.6664. S2CID  120591546.
  5. ^ Шуберт, Г.; Андерсон, Дж. Д.; Спон, Т.; Маккиннон, У. Б. (2004). «Внутренний состав, структура и динамика галилеевых спутников». В Багенал, Ф.; Доулинг, ТЕ; Маккиннон, У. Б. (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера. Нью-Йорк: Cambridge University Press. С. 281–306. ISBN 978-0521035453. OCLC  54081598. Архивировано из оригинала 16 апреля 2023 г. . Получено 23 июля 2019 г. .
  6. ^ abc Archinal, BA; Acton, CH; A'Hearn, MF; Conrad, A.; Consolmagno, GJ; Duxbury, T.; Hestroffer, D.; Hilton, JL; Kirk, RL; Klioner, SA; McCarthy, D.; Meech, K.; Oberst, J.; Ping, J.; Seidelmann, PK (2018). "Отчет рабочей группы МАС по картографическим координатам и элементам вращения: 2015". Небесная механика и динамическая астрономия . 130 (3): 22. Bibcode : 2018CeMDA.130...22A. doi : 10.1007/s10569-017-9805-5. ISSN  0923-2958.
  7. ^ abcdefghijklmnopqrs Мур, Джеффри М.; Чепмен, Кларк Р.; Бирхаус, Эдвард Б.; и др. (2004). "Каллисто" (PDF) . В Багенал, Фрэн; Доулинг, Тимоти Э.; МакКиннон, Уильям Б. (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Cambridge University Press. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  8. ^ "Классические спутники Солнечной системы". Observatorio ARVAL. Архивировано из оригинала 9 июля 2011 года . Получено 13 июля 2007 года .
  9. ^ abcde Carlson, RW; et al. (1999). "A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto" (PDF) . Science . 283 (5403): 820–821. Bibcode :1999Sci...283..820C. CiteSeerX 10.1.1.620.9273 . doi :10.1126/science.283.5403.820. PMID  9933159. Архивировано из оригинала (PDF) 3 октября 2008 г. . Получено 10 июля 2007 г. . 
  10. ^ abc Лян, MC; Лейн, БФ; Паппалардо, RT; и др. (2005). «Атмосфера Каллисто». Журнал геофизических исследований . 110 (Е2): E02003. Бибкод : 2005JGRE..110.2003L. дои : 10.1029/2004JE002322 .
  11. ^ "Каллисто – Обзор – Планеты – NASA Solar System Exploration". NASA Solar System Exploration . Архивировано из оригинала 28 марта 2014 года.
  12. ^ Глендей, Крейг (2013). Книга рекордов Гиннесса 2014. Guinness World Records Limited. стр. 187. ISBN 978-1-908843-15-9.
  13. ^ abcdefghijklmnopqrstu v Грили, Р.; Клемашевский, Дж. Э.; Вагнер, Л.; и др. (2000). «Взгляд Галилея на геологию Каллисто». Планетная и космическая наука . 48 (9): 829–853. Bibcode : 2000P&SS...48..829G. doi : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7.
  14. ^ abcde Мур, Джеффри М.; Асфауг, Эрик; Моррисон, Дэвид; Спенсер, Джон Р.; Чепмен, Кларк Р.; Бирхаус, Бо; Салливан, Роберт Дж.; Чуан, Фрэнк К.; Клемашевский, Джеймс Э.; Грили, Рональд; Бендер, Келли К.; Гейсслер, Пол Э.; Хельфенштейн, Пол; Пилчер, Карл Б. (1999). «Массовое движение и деградация формы рельефа на ледяных галилеевых спутниках: результаты номинальной миссии Галилео». Icarus . 140 (2): 294–312. Bibcode :1999Icar..140..294M. doi :10.1006/icar.1999.6132. Архивировано из оригинала 29 января 2019 г. . Получено 26 августа 2018 г.
  15. ^ ab Chang, Kenneth (12 марта 2015 г.). «Внезапно, кажется, вода повсюду в Солнечной системе». The New York Times . Архивировано из оригинала 9 мая 2020 г. Получено 12 марта 2015 г.
  16. ^ 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.
  17. ^ abcdef Шоумен, AP; Малхотра, Р. (1 октября 1999 г.). «Галилеевы спутники». Science . 286 (5437): 77–84. doi :10.1126/science.286.5437.77. PMID  10506564. S2CID  9492520.
  18. ^ 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.
  19. ^ ab Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; Garrett, Garry H.; Gehrels, Neil (2001). "Энергетическое ионное и электронное облучение ледяных галилеевых спутников" (PDF) . Icarus . 139 (1): 133–159. Bibcode :2001Icar..149..133C. doi :10.1006/icar.2000.6498. Архивировано из оригинала (PDF) 16 января 2012 г. . Получено 25 октября 2011 г. .
  20. ^ "Exploring Jupiter – JIMO – Jupiter Icy Moons Orbiter – the moon Callisto". Space Today Online. Архивировано из оригинала 26 июня 2018 года . Получено 11 октября 2014 года .
  21. ^ ab Kliore, AJ; Anabtawi, A.; Herrera, RG; et al. (2002). "Ионосфера Каллисто по данным радиозатмения Галилео" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 107 (A11): 1407. Bibcode :2002JGRA..107.1407K. doi : 10.1029/2002JA009365 . hdl :2027.42/95670. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  22. ^ abcd Canup, Robin M. ; Ward, William R. (2002). "Формирование галилеевых спутников: условия аккреции" (PDF) . The Astronomical Journal . 124 (6): 3404–3423. Bibcode :2002AJ....124.3404C. doi :10.1086/344684. S2CID  47631608. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  23. ^ abcdefghi Spohn, T.; Schubert, G. (2003). «Океаны на ледяных галилеевых спутниках Юпитера?» (PDF) . Icarus . 161 (2): 456–467. Bibcode :2003Icar..161..456S. doi :10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  24. ^ abcd Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). Hoover, Richard B; Levin, Gilbert V; Rozanov, Alexei Y (ред.). "Astrobiology of Jupiter's Icy Moons" (PDF) . Proc. SPIE . Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII. 5555 : 10. Bibcode : 2004SPIE.5555...78L. doi : 10.1117/12.560356. S2CID  140590649. Архивировано из оригинала (PDF) 20 августа 2008 г.
  25. ^ abc Траутман, Пэт; Бетке, Кристен (2003). "Революционные концепции исследования внешних планет человеком (HOPE)" (PDF) . NASA. Архивировано из оригинала (PDF) 19 января 2012 г.
  26. ^ ab "Спутники Юпитера". Проект Галилео. Архивировано из оригинала 11 февраля 2012 года . Получено 31 июля 2007 года .
  27. ^ 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.
  28. ^ 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 г. . Получено 10 марта 2023 г. .
  29. ^ 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.
  30. ^ Барнард, Э. Э. (1892). «Открытие и наблюдение пятого спутника Юпитера». Astronomical Journal . 12 : 81–85. Bibcode : 1892AJ.....12...81B. doi : 10.1086/101715.
  31. ↑ The Thistle , январь 1903 г., т. I, № 2, стр. 4.
  32. ^ Э. Алан Робертс (2013) Мужество невинности: (Дева Филерос) , стр. 191
  33. ↑ Джордж Стюарт (1882) Эклоги, Георгики и Моретум Вергилия , стр. 271
  34. ^ Ино. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту «Персей» .
  35. ↑ Ной Уэбстер (1832) Словарь английского языка
  36. ^ Арго. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту Персей .
  37. ^ ab Klemaszewski, JA; Greeley, R. (2001). "Геологические доказательства существования океана на Каллисто" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1818. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  38. ^ Стивен Крофт (1985) «Рябь кольцевых бассейнов на Ганимеде и Каллисто», [там же] стр. 206
  39. ^ Дэвид М. Харланд (2000) Одиссея Юпитера: История миссии Галилео НАСА , стр. 165
  40. ^ Родительный падеж Callistūs или Callistōnis . Каллисто. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту «Персей» .
  41. ↑ Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , т.71, 1911 г.
  42. ^ П. Леонарди (1982), Геологические результаты двадцати лет космических исследований: спутники Юпитера и Сатурна, в Geologica romana, стр. 468.
  43. ^ Пьер Томас и Филипп Мейсон (1985) «Тектоника структуры Вахалла на Каллисто», Отчеты Программы планетарной геологии и геофизики – 1984 , Технический меморандум НАСА 87563, стр. 535
  44. ^ Жан-Пьер Бург и Мэри Форд (1997) Орогенез сквозь время , стр. 55
  45. ^ Лари, Джакомо; Сайленфест, Мелейн; Фенуччи, Марко (2020). «Долгосрочная эволюция галилеевых спутников: захват Каллисто в резонанс». Астрономия и астрофизика . 639 : A40. arXiv : 2001.01106 . Bibcode : 2020A&A...639A..40L. doi : 10.1051/0004-6361/202037445. S2CID  209862163. Архивировано из оригинала 11 июня 2022 г. Получено 1 августа 2022 г.
  46. ^ Биллс, Брюс Г. (2005). «Свободные и вынужденные наклонения галилеевых спутников Юпитера». Icarus . 175 (1): 233–247. Bibcode :2005Icar..175..233B. doi :10.1016/j.icarus.2004.10.028. Архивировано из оригинала 27 июля 2020 г. Получено 26 августа 2018 г.
  47. ^ abcd Freeman, J. (2006). "Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto" (PDF) . Planetary and Space Science . 54 (1): 2–14. Bibcode :2006P&SS...54....2F. doi :10.1016/j.pss.2005.10.003. Архивировано из оригинала (PDF) 24 августа 2007 г.
  48. ^ Научный комитет ООН по действию атомной радиации. Нью-Йорк: Организация Объединенных Наций. 2008. стр. 4. ISBN 978-92-1-142274-0. Архивировано из оригинала 16 июля 2019 . Получено 5 января 2017 .
  49. ^ Рингвальд, Фредерик А. (29 февраля 2000 г.). "SPS 1020 (Введение в космические науки)". Калифорнийский государственный университет, Фресно. Архивировано из оригинала 25 июля 2008 г. Получено 4 июля 2009 г.
  50. ^ Clark, RN (10 апреля 1981 г.). «Водяной иней и лед: спектральное отражение в ближнем инфракрасном диапазоне 0,65–2,5 мкм». Journal of Geophysical Research . 86 (B4): 3087–3096. Bibcode :1981JGR....86.3087C. doi :10.1029/JB086iB04p03087. Архивировано из оригинала 6 июня 2011 г. Получено 3 марта 2010 г.
  51. ^ ab Brown, RH; Baines, KH; Bellucci, G.; Bibring, JP.; Buratti, BJ; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Clark, RN; Coradini, A.; Cruikshank, DP; Drossart, P.; Formisano, V.; Jaumann, R.; Langevin, Y.; Matson, DL; McCord, TB; Mennella, V.; Nelson, RM; Nicholson, PD; Sicardy, B.; Sotin, C.; Amici, S.; Chamberlain, MA; Filacchione, G.; Hansen, G.; Hibbitts, K.; Showalter, M. (2003). "Наблюдения с помощью визуального и инфракрасного картографического спектрометра (VIMS) во время пролета Кассини мимо Юпитера". Icarus . 164 (2): 461–470. Бибкод : 2003Icar..164..461B. дои : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
  52. ^ Нолл, К. С. (1996). «Обнаружение SO2 на Каллисто с помощью космического телескопа Хаббл» (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1852. Архивировано из оригинала (PDF) 4 июня 2016 г. . Получено 25 июля 2007 г. .
  53. ^ ab Hibbitts, CA; McCord, TB; Hansen, GB (1998). "Распределение CO2 и SO2 на поверхности Каллисто" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1908. Архивировано из оригинала (PDF) 4 июня 2016 г. . Получено 10 июля 2007 г. .
  54. ^ Khurana, KK; Kivelson, MG; Stevenson, DJ; Schubert, G.; Russell, CT; Walker, RJ; Polanskey, C. (1998). «Индуцированные магнитные поля как доказательство наличия подповерхностных океанов в Европе и Каллисто» (PDF) . Nature . 395 (6704): 777–780. Bibcode :1998Natur.395..777K. doi :10.1038/27394. PMID  9796812. S2CID  4424606. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  55. ^ ab Zimmer, C.; Khurana, KK; Kivelson, Margaret G. (2000). "Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations" (PDF) . Icarus . 147 (2): 329–347. Bibcode :2000Icar..147..329Z. CiteSeerX 10.1.1.366.7700 . doi :10.1006/icar.2000.6456. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г. 
  56. ^ Андерсон, Дж. Д.; Шуберт, Г.; Якобсон, РА; Лау, ЕЛ; Мур, В. Б.; Сьё Грен, В. Л. (1998). «Распределение горных пород, металлов и льдов в Каллисто» (PDF) . Science . 280 (5369): 1573–1576. Bibcode : 1998Sci...280.1573A. doi : 10.1126/science.280.5369.1573. PMID  9616114. Архивировано из оригинала (PDF) 26 сентября 2007 г.
  57. ^ Sohl, F.; Spohn, T.; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). «Выводы из наблюдений Галилея о внутренней структуре и химии галилеевых спутников». Icarus . 157 (1): 104–119. Bibcode :2002Icar..157..104S. doi :10.1006/icar.2002.6828.
  58. ^ 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.
  59. ^ Кастильо-Рогес, Дж. К.; и др. (2011). «Насколько дифференцирован Каллисто» (PDF) . 42-я конференция по науке о Луне и планетах (1608): 2580. Bibcode :2011LPI....42.2580C. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г. . Получено 2 января 2020 г. .
  60. ^ ab Zahnle, K.; Dones, L.; Levison, Harold F. (1998). "Cratering Rates on the Galilean Satellites" (PDF) . Icarus . 136 (2): 202–222. Bibcode :1998Icar..136..202Z. doi :10.1006/icar.1998.6015. PMID  11878353. Архивировано из оригинала (PDF) 27 февраля 2008 г.
  61. ^ abcd Bender, KC; Rice, JW; Wilhelms, DE; Greeley, R. (1997). "Геологическая карта Каллисто". Тезисы 25-й конференции по науке о Луне и планетах . 25 : 91. Bibcode : 1994LPI....25...91B. Архивировано из оригинала 24 января 2015 г. Получено 28 августа 2017 г.
  62. ^ Вагнер, Р.; Нойкум, Г.; Грили, Р.; и др. (12–16 марта 2001 г.). Трещины, уступы и линеаменты на Каллисто и их связь с деградацией поверхности (PDF) . 32-я ежегодная конференция по лунной и планетарной науке . Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  63. ^ ab Управляемая фотомозаичная карта Каллисто JC 15M CMN (Карта) (ред. 2002 г.). Геологическая служба США. Архивировано из оригинала 9 мая 2013 г. Получено 17 апреля 2007 г.
  64. ^ Chapman, CR; Merline, WJ; Bierhaus, B.; et al. (1997). "Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1221. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  65. ^ Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. (2002). "Космический телескоп Хаббл. Спектрограф для получения изображений космического телескопа. Поиск атмосферы на Каллисто: униполярный индуктор Юпитера". The Astrophysical Journal . 581 (1): L51–L54. Bibcode : 2002ApJ...581L..51S. doi : 10.1086/345803 .
  66. ^ Спенсер, Джон Р.; Кэлвин, Венди М. (2002). «Конденсированный O2 на Европе и Каллисто» (PDF) . The Astronomical Journal . 124 (6): 3400–3403. Bibcode :2002AJ....124.3400S. doi :10.1086/344307. S2CID  51792560. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  67. ^ Рот, Лоренц и др. (27 мая 2017 г.). «Обнаружение водородной короны на Каллисто». Журнал геофизических исследований: Планеты . 122 (5): 1046–1055. Bibcode : 2017JGRE..122.1046R. doi : 10.1002/2017JE005294. S2CID  125830948.
  68. ^ Alday, Juan; Roth, Lorenz; Ivchenko, Nickolay; Retherford, Kurt D; Becker, Tracy M; Molyneux, Philippa; Saur, Joachim (15 ноября 2017 г.). «Новые ограничения на водородную корону Ганимеда: анализ выбросов Lyman-α, наблюдаемых HST/STIS между 1998 и 2014 годами». Planetary and Space Science . 148 : 35–44. Bibcode : 2017P&SS..148...35A. doi : 10.1016/j.pss.2017.10.006. ISSN  0032-0633.
  69. ^ Carberry Mogan, Shane R.; Tucker, Orenthal J.; Johnson, Robert E.; Sreenivasan, Katepalli R.; Kumar, Sunil (1 декабря 2020 г.). «Влияние столкновений и теплового выхода в атмосфере Каллисто». Icarus . 352 : 113932. Bibcode :2020Icar..35213932C. doi : 10.1016/j.icarus.2020.113932 . ISSN  0019-1035. S2CID  225656570.
  70. ^ 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.
  71. ^ Александр, Фрэнсис Дж.; Гарсия, Алехандро Л. (1997). «Метод прямого моделирования Монте-Карло». Компьютеры в физике . 11 (6): 588. Bibcode : 1997ComPh..11..588A. doi : 10.1063/1.168619 .
  72. ^ abcde МакКиннон, Уильям Б. (2006). «О конвекции в ледяных оболочках I внешних тел Солнечной системы, с подробным применением к Каллисто». Icarus . 183 (2): 435–450. Bibcode :2006Icar..183..435M. doi :10.1016/j.icarus.2006.03.004.
  73. ^ abc Нагель, Ка; Брейер, Д.; Спон, Т. (2004). «Модель внутренней структуры, эволюции и дифференциации Каллисто». Icarus . 169 (2): 402–412. Bibcode :2004Icar..169..402N. doi :10.1016/j.icarus.2003.12.019.
  74. ^ Barr, AC; Canup, RM (3 августа 2008 г.). «Ограничения на формирование спутников газовых гигантов из внутренних состояний частично дифференцированных спутников». Icarus . 198 (1): 163–177. Bibcode :2008Icar..198..163B. doi :10.1016/j.icarus.2008.07.004.
  75. ^ Шоумен, А. П.; Малхотра, Р. (март 1997 г.). «Приливная эволюция в резонанс Лапласа и восстановление поверхности Ганимеда». Icarus . 127 (1): 93–111. Bibcode :1997Icar..127...93S. doi :10.1006/icar.1996.5669. S2CID  55790129.
  76. ^ Болдуин, Э. (25 января 2010 г.). «Удары комет объясняют дихотомию Ганимеда-Каллисто». Astronomy Now . Архивировано из оригинала 30 января 2010 г. Получено 1 марта 2010 г.
  77. ^ Barr, AC; Canup, RM (март 2010 г.). Происхождение дихотомии Ганимед/Каллисто из-за ударов во время поздней тяжелой бомбардировки внешней части Солнечной системы (PDF) . 41-я конференция по науке о Луне и планетах (2010 г.) . Хьюстон. Архивировано (PDF) из оригинала 5 июня 2011 г. . Получено 1 марта 2010 г.
  78. ^ Barr, AC; Canup, RM (24 января 2010 г.). «Происхождение дихотомии Ганимеда–Каллисто по результатам ударов во время поздней тяжелой бомбардировки» (PDF) . Nature Geoscience . 3 (март 2010 г.): 164–167. Bibcode :2010NatGe...3..164B. doi :10.1038/NGEO746. Архивировано из оригинала (PDF) 1 марта 2021 г. . Получено 12 апреля 2020 г. .
  79. ^ Ниммо, Фрэнсис (15 января 2015 г.). «Powering Triton's latest Geological Activity by obliquity Tides: Implications for Pluto geology» (PDF) . Icarus . 246 : 2–10. Bibcode :2015Icar..246....2N. doi :10.1016/j.icarus.2014.01.044. S2CID  40342189. Архивировано (PDF) из оригинала 27 июля 2020 г. . Получено 12 апреля 2020 г. .
  80. ^ ab Phillips, Tony (23 октября 1998 г.). «Callisto производит большой фурор». NASA. Архивировано из оригинала 28 мая 2019 г. Получено 15 августа 2015 г.
  81. ^ Франсуа, Раулен (2005). «Экзоастробиологические аспекты Европы и Титана: от наблюдений до предположений». Space Science Reviews . 116 (1–2): 471–487. Bibcode : 2005SSRv..116..471R. doi : 10.1007/s11214-005-1967-x. S2CID  121543884.
  82. ^ Морринг, Ф. (7 мая 2007 г.). «Ring Leader». Aviation Week & Space Technology : 80–83. Архивировано из оригинала 8 июля 2022 г. Получено 30 сентября 2020 г.
  83. ^ "ESA Science & Technology – JUICE". ESA . ​​8 ноября 2021 г. Архивировано из оригинала 21 сентября 2019 г. Получено 10 ноября 2021 г.
  84. ↑ Амос, Джонатан (2 мая 2012 г.). «ESA выбирает зонд Juice стоимостью 1 млрд евро для Юпитера». BBC News Online . Архивировано из оригинала 11 мая 2020 г. Получено 2 мая 2012 г.
  85. ^ "Europa Clipper". NASA .
  86. ^ Тереза, Дина (23 сентября 2022 г.). «Китайский Tianwen 4 нацелится на Юпитер и Уран с двумя космическими аппаратами на одной ракете». interestingengineering.com . Получено 17 апреля 2023 г.
  87. ^ "Китай обнародовал планы отправки космических аппаратов на Юпитер и Уран". Time . 23 сентября 2022 г. . Получено 17 апреля 2023 г. .
  88. ↑ Эндрю Джонс опубликовал (22 сентября 2022 г.). «Китай хочет исследовать Уран и Юпитер с помощью 2 космических аппаратов на одной ракете». Space.com . Получено 17 апреля 2023 г. .
  89. ^ Ринкон, Пол (20 февраля 2009 г.). «Юпитер в поле зрения космических агентств». BBC News . Архивировано из оригинала 21 февраля 2009 г. Получено 20 февраля 2009 г.
  90. ^ "Cosmic Vision 2015–2025 Proposals". ESA. 21 июля 2007 г. Архивировано из оригинала 2 сентября 2011 г. Получено 20 февраля 2009 г.
  91. ^ ab "Vision for Space Exploration" (PDF) . NASA . 2004. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  92. ^ 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 внешних планет человеком (HOPE)». Труды конференции AIP . 654 : 821–828. Bibcode : 2003AIPC..654..821T. doi : 10.1063/1.1541373. hdl : 2060/20030063128 . S2CID  109235313.
  93. ^ "Мощный ядерный электродвижитель MPD (NEP) для миссий HOPE с искусственной гравитацией на Каллисто" (PDF) . NASA . 2003. Архивировано из оригинала (PDF) 5 марта 2012 года . Получено 25 июня 2009 года .

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Каллисто.