Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Каллісто Знімок Галілео Дані про відкриття Дата відкриття 7 січня 1610 Відкривач і Галілео Галілей Планета Юпітер Номер

Атмосфера Каллісто

Атмосфера Каллісто
Каллісто

image
Знімок «Галілео»

Дані про відкриття
Дата відкриття 7 січня 1610
Відкривач(і) Галілео Галілей
Планета Юпітер
Номер IV
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 1 882 700 км
Орбітальний період 16,69 діб
Ексцентриситет орбіти 0,007
Нахил орбіти 0,21° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Видима зоряна величина 5,65 (в протистоянні)
Діаметр 4821 км
Середній радіус 2410,5 км
Площа поверхні 73 млн. км²
Маса 1,08x1023 кг
Густина 1,83 г/см³
Прискорення вільного падіння 1,24 м/с²
Альбедо 0,17
Температура поверхні ~120 К
Атмосфера
Інші позначення
Юпітер IV

image Каллісто у Вікісховищі

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Каллісто (значення).

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

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

Основні відомості

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

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

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

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

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

Відкриття та найменування

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

Дослідження

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

Проєкти майбутніх космічних апаратів

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

Орбіта й обертання

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

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

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

Фізичні характеристики

Склад

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

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

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

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

Внутрішня будова

image
Внутрішня будова Каллісто

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

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

Деталі поверхні

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

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

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

image
Зображення Вальхалли, багатокільцевої астроблеми з діаметром близько 3800 км, отримане космічним апаратом Вояджер-1.
image
[en] та його збільшений фрагмент

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

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

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

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

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

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

Атмосфера та іоносфера

image
Індуковане магнітне поле навколо Каллісто

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

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

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

Походження та еволюція

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

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

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

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

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

image
Зіставлення розмірів Землі, Місяця і Каллісто

Можливість життя в океані

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

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

Потенціал для колонізації

image
База на Каллісто в уяві художника

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

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

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

Див. також

Зауваження

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

Примітки

  1. . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архів оригіналу за 14 серпня 2009. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  2. Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (PDF). NASA. Архів оригіналу (PDF) за 4 лютого 2012. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  3. Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. Icarus. 159 (2): 500—504. Bibcode:2002Icar..159..500M. doi:10.1006/icar.2002.6939. (англ.)
  4. Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. (2001). (PDF). Icarus. 139 (1): 133—159. Bibcode:2001Icar..149..133C. doi:10.1006/icar.2000.6498. Архів оригіналу (PDF) за 25 лютого 2009. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  5. Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; et al. (2000). Galileo views of the geology of Callisto. Planetary and Space Science. 48 (9): 829—853. Bibcode:2000P&SS...48..829G. doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7. (англ.)
  6. Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al. (2004). (PDF). У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ред.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Архів оригіналу (PDF) за 27 березня 2009. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  7. Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. (1999). Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission. Icarus. 140 (2): 294—312. Bibcode:1999Icar..140..294M. doi:10.1006/icar.1999.6132. (англ.)
  8. Carlson, R. W.; et al. (1999). (PDF). Science. 283 (5403): 820—821. Bibcode:1999Sci...283..820C. doi:10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. Архів оригіналу (PDF) за 3 жовтня 2008. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  9. Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al. (2005). (PDF). Journal of Geophysics Research. 110 (E2): E02003. Bibcode:2005JGRE..11002003L. doi:10.1029/2004JE002322. Архів оригіналу (PDF) за 12 грудня 2011. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  10. Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al. (2002). Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations. Journal of Geophysics Research. 107 (A11): 1407. Bibcode:2002JGRA.107kSIA19K. doi:10.1029/2002JA009365. (англ.)
  11. Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). (PDF). The Astronomical Journal. 124 (6): 3404—3423. Bibcode:2002AJ....124.3404C. doi:10.1086/344684. Архів оригіналу (PDF) за 15 червня 2019. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  12. Spohn, T.; Schubert, G. (2003). (PDF). Icarus. 161 (2): 456—467. Bibcode:2003Icar..161..456S. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Архів оригіналу (PDF) за 27 лютого 2008. Процитовано 31 липня 2016. (ісп.)
  13. Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). Internal structure of Europa and Callisto. Icarus. 177 (2): 550—369. Bibcode:2005Icar..177..550K. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. (англ.)
  14. Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). (PDF). Science. 286 (5437): 77—84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. Архів оригіналу (PDF) за 14 травня 2011. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  15. Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). (PDF). Proc. SPIE. 5555: 10. doi:10.1117/12.560356. Архів оригіналу (PDF) за 20 серпня 2008. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  16. Galilei, G.; Sidereus Nuncius [Архівовано 23 лютого 2001 у Archive.is] (March 13, 1610) (англ.)
  17. . The Galileo Project. Архів оригіналу за 12 листопада 2007. Процитовано 31 липня 2007. (англ.)
  18. Barnard, E. E. (1892). . Astronomical Journal. 12: 81—85. Bibcode:1892AJ.....12...81B. doi:10.1086/101715. Архів оригіналу за 15 травня 2020. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  19. Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. (2003). Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter. Icarus. 164 (2): 461—470. Bibcode:2003Icar..164..461B. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. (англ.)
  20. Morring, F. (7 травня 2007). Ring Leader. Aviation Week & Space Technology: 80—83. (англ.)
  21. Rincon, Paul (20 лютого 2009). . BBC News. Архів оригіналу за 21 лютого 2009. Процитовано 20 лютого 2009. (англ.)
  22. . ESA. 21 липня 2007. Архів оригіналу за 23 листопада 2008. Процитовано 20 лютого 2009. (англ.)
  23. Регулярними називаються внутрішні супутники планет, які обертаються в напрямку обертання центральної планети і мають невеликий нахил орбіти до площини її обертання.
  24. Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. (2001). Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto. Icarus. 153 (1): 157—161. Bibcode:2001Icar..153..157A. doi:10.1006/icar.2001.6664. (англ.)
  25. Bills, Bruce G. (2005). Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter. Icarus. 175 (1): 233—247. Bibcode:2005Icar..175..233B. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. (англ.)
  26. Freeman, J. (2006). (PDF). Planetary and Space Science. 54 (1): 2—14. Bibcode:2006P&SS...54....2F. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Архів оригіналу (PDF) за 24 серпня 2007. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  27. Frederick A. Ringwald (29 лютого 2000). SPS 1020 (Introduction to Space Sciences). California State University, Fresno. Архів оригіналу за 24 січня 2012. Процитовано 4 липня 2009. (англ.)
  28. Clark, R. N. (10 квітня 1981). . Journal of Geophysical Research. 86 (B4): 3087—3096. Bibcode:1981JGR....86.3087C. doi:10.1029/JB086iB04p03087. Архів оригіналу за 6 червня 2011. Процитовано 3 березня 2010. (англ.)
  29. Noll, K.S. (1996). (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1852. Архів оригіналу (PDF) за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  30. T. B. McCord et al. Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede // Science. — 1997. — Vol. 278, no. 5336. — P. 271—275. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.278.5336.271. з джерела 29 квітня 2014. Процитовано 2016-07-31. (англ.)
  31. Hibbitts, C.A.; McCord, T. B.; Hansen, G.B. (1998). (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1908. Архів оригіналу (PDF) за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  32. Khurana, K. K.; et al. (1998). (PDF). Nature. 395 (6704): 777—780. Bibcode:1998Natur.395..777K. doi:10.1038/27394. PMID 9796812. Архів оригіналу (PDF) за 5 жовтня 2017. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  33. Zimmer, C.; Khurana, K. K. (2000). (PDF). Icarus. 147 (2): 329—347. Bibcode:2000Icar..147..329Z. doi:10.1006/icar.2000.6456. Архів оригіналу (PDF) за 18 вересня 2019. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  34. Anderson, J. D.; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al. (1998). (PDF). Science. 280 (5369): 1573—1576. Bibcode:1998Sci...280.1573A. doi:10.1126/science.280.5369.1573. PMID 9616114. Архів оригіналу (PDF) за 26 вересня 2007. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  35. Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites. Icarus. 157 (1): 104—119. Bibcode:2002Icar..157..104S. doi:10.1006/icar.2002.6828. (англ.)
  36. Zahnle, K.; Dones, L. (1998). (PDF). Icarus. 136 (2): 202—222. Bibcode:1998Icar..136..202Z. doi:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Архів оригіналу (PDF) за 27 лютого 2008. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  37. Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. (1997). . U.S. Geological Survey. Архів оригіналу за 11 червня 2011. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  38. Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (March 12–16, 2001). (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. Архів оригіналу (PDF) за 27 березня 2009. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  39. (вид. 2002). U.S. Geological Survey. Архів оригіналу за 9 травня 2013. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  40. Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. (2001). (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1818. Архів оригіналу (PDF) за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  41. Історичним прикладом припливного руйнування небесного тіла, яке пролетіло біля Юпітера, є комета Шумейкерів—Леві 9. Згодом її уламки впали на Юпітер, залишивши на видимій поверхні цієї планети 13 темних газопилових областей значного розміру.
  42. Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al. (1997). (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. с. 1221. Архів оригіналу (PDF) за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  43. Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. (2002). Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor. The Astrophysical Journal. 581 (1): L51—L54. Bibcode:2002ApJ...581L..51S. doi:10.1086/345803. (англ.)
  44. Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. (2002). (PDF). The Astronomical Journal. 124 (6): 3400—3403. Bibcode:2002AJ....124.3400S. doi:10.1086/344307. Архів оригіналу (PDF) за 9 березня 2012. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  45. McKinnon, William B. (2006). On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. Icarus. 183 (2): 435—450. Bibcode:2006Icar..183..435M. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. (англ.)
  46. Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. Icarus. 169 (2): 402—412. Bibcode:2004Icar..169..402N. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. (англ.)
  47. Barr, A. C.; Canup, R. M. (3 серпня 2008). Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites. Icarus. Elsevier. 198 (1): 163—177. Bibcode:2008Icar..198..163B. doi:10.1016/j.icarus.2008.07.004. {{}}: |access-date= вимагає |url= () (англ.)
  48. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997-03). Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede. Icarus. Elsevier. 127 (1): 93—111. Bibcode:1997Icar..127...93S. doi:10.1006/icar.1996.5669. {{}}: |access-date= вимагає |url= () (англ.)
  49. Baldwin, E. (25 січня 2010). . Astronomy Now Online. Astronomy Now. Архів оригіналу за 30 січня 2010. Процитовано 1 березня 2010. (англ.)
  50. Barr, A. C.; Canup, R. M. (March 2010). (PDF). 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. Архів оригіналу (PDF) за 5 червня 2011. Процитовано 1 березня 2010. (англ.)
  51. Barr, A. C.; Canup, R. M. (24 січня 2010). . Nature Geoscience. 3 (March 2010): 164—167. Bibcode:2010NatGe...3..164B. doi:10.1038/NGEO746. Архів оригіналу за 5 березня 2016. Процитовано 1 березня 2010. (англ.)
  52. François, Raulin (2005). Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations (PDF). Space Science Reviews. 116 (1–2): 471—487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. doi:10.1007/s11214-005-1967-x.[недоступне посилання] (англ.)
  53. (PDF). NASA. 2004. Архів оригіналу (PDF) за 4 червня 2016. Процитовано 31 липня 2016. (англ.)
  54. James Oberg: Where are the Russians Headed Next? Erschienen in Popular Mechanics, Oktober 1982, S. 183 (англ.)
  55. Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 січня 2003). Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). American Institute of Physics Conference Proceedings. 654: 821—828. doi:10.1063/1.1541373. {{}}: |access-date= вимагає |url= () (англ.)
  56. USA.gov: The U.S. Government's Official Web Portal [ 2012-03-05 у Wayback Machine.] (англ.)
  57. Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). [ 11 лютого 2014 у Wayback Machine.] Veröffentlicht im Februar 2003. (англ.)

Посилання

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Category:Callisto
  • Коротка характеристика Каллісто [ 26 липня 2016 у Wayback Machine.] на сайті NASA Solar System Exploration [ 19 лютого 2011 у Wayback Machine.] (англ.)
  • Сторінка Каллісто [ 15 серпня 2012 у Wayback Machine.] на NinePlanets.org (англ.)
  • Сторінка Каллісто [ 4 червня 2011 у Wayback Machine.] на Views of the Solar System (англ.)
  • База даних кратерів Каллісто [ 25 жовтня 2012 у Wayback Machine.] від інституту Місяця і Планет (англ.)
  • Галерея зображень Каллісто [ 17 червня 2004 у Wayback Machine.] (англ.)
  • Карта Каллісто з назвами деталей поверхні [ 3 березня 2016 у Wayback Machine.] на сайті NASA: Planetary Photojournal [ 21 липня 2015 у Wayback Machine.] (англ.)
  • Карта Каллісто з назвами деталей поверхні [ 14 вересня 2016 у Wayback Machine.] на сайті Gazetteer of Planetary Nomenclature [ 13 грудня 2019 у Wayback Machine.] (англ.)
  • Тривимірне зображення поверхні галілеєвих супутників, в тому числі й Каллісто [ 2 березня 2012 у Wayback Machine.] (англ.)
  • (англ.)

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Kallisto Znimok Galileo Dani pro vidkrittya Data vidkrittya 7 sichnya 1610 Vidkrivach i Galileo Galilej Planeta Yupiter Nomer IV Orbitalni harakteristiki Velika pivvis 1 882 700 km Orbitalnij period 16 69 dib Ekscentrisitet orbiti 0 007 Nahil orbiti 0 21 do ploshini ekvatora planeti Fizichni harakteristiki Vidima zoryana velichina 5 65 v protistoyanni Diametr 4821 km Serednij radius 2410 5 km Plosha poverhni 73 mln km Masa 1 08x1023 kg Gustina 1 83 g sm Priskorennya vilnogo padinnya 1 24 m s Albedo 0 17 Temperatura poverhni 120 K Atmosfera Inshi poznachennya Yupiter IV Kallisto u VikishovishiU Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Kallisto znachennya Kallisto lat Callisto grec Kallistw drugij za rozmirom suputnik Yupitera odin iz chotiroh galileyevih suputnikiv i najdalshij vid planeti sered nih Vidkritij 1610 roku Galileo Galileyem nazvanij na chest personazha davnogreckoyi mifologiyi Kallisto kohanki Zevsa Zavdyaki nizkomu rivnyu radiacijnogo fonu v okoli Kallisto ta yiyi rozmiram vona chasto proponuyetsya dlya zasnuvannya stanciyi yaka sluguvatime dlya podalshogo osvoyennya sistemi Yupitera lyudstvom Stanom na 2016 rik osnovnij ob yem znan pro cej suputnik otrimanij aparatom Galileo inshi AMS Pioner 10 Pioner 11 Voyadzher 1 Voyadzher 2 Kassini ta Novi obriyi vivchali suputnik pid chas polotu do inshih ob yektiv Osnovni vidomostiKallisto sinhronnij suputnik yiyi period obertannya navkolo vlasnoyi osi dorivnyuye yiyi orbitalnomu periodu takim chinom vona zavzhdi povernuta do Yupitera odniyeyu storonoyu perebuvaye u priplivnomu zahoplenni Oskilki Kallisto ne perebuvaye u visokochastotnomu orbitalnomu rezonansi z inshimi velikimi suputnikami zburennya z boku Io Yevropi Ganimeda ne viklikayut zbilshennya ekscentrisitetu yiyi orbiti ta ne prizvodyat do priplivnogo rozigrivannya cherez vzayemodiyu z centralnoyu planetoyu Kallisto tretij za velichinoyu suputnik u Sonyachnij sistemi a v suputnikovij sistemi Yupitera drugij pislya Ganimeda Diametr Kallisto stanovit blizko 99 diametra Merkuriya a masa lishe tretinu vid masi ciyeyi planeti Kallisto maye serednyu gustinu blizko 1 83 g sm3 i skladayetsya z priblizno rivnoyi kilkosti kamenyu ta lodiv Spektroskopiya viyavila na poverhni Kallisto vodyanij lid vuglekislij gaz silikati i organiku Kallisto menshe piddayetsya vplivu magnitosferi Yupitera nizh blizhchi jogo suputniki tomu sho roztashovuyetsya dostatno daleko vid nogo Vona pokrita velikoyu kilkistyu krateriv sho vkazuye na velikij vik yiyi poverhni Tam praktichno ne pomitno slidiv pidpoverhnevih procesiv napriklad tektonichnih abo vulkanichnih i ochevidno golovnu rol u formuvanni relyefu na suputniku vidigrayut udari meteoritiv ta bilshih ob yektiv Najharakternisha osoblivist poverhni Kallisto bagatokilcevi strukturi cirki a takozh velika kilkist udarnih krateriv riznoyi formi deyaki z yakih utvoryuyut lancyuzhki i pov yazani z usima cimi strukturami shili grebeni ta vidkladi Nizovini suputnika harakterizuyutsya zgladzhenim landshaftom i temnishim kolorom a verhni chastini pidvishen pokriti yaskravim ineyem Vidnosno nevelika kilkist malenkih krateriv u porivnyanni z velikimi a takozh pomitna poshirenist pagorbiv vkazuyut na postupove zgladzhuvannya relyefu suputnika procesami sublimaciyi Tochnij vik geostruktur Kallisto nevidomij Kallisto otochena nadzvichajno rozridzhenoyu atmosferoyu sho skladayetsya z vuglekislogo gazu i mozhlivo z molekulyarnogo kisnyu a takozh vidnosno potuzhnoyu ionosferoyu Kallisto jmovirno utvorilasya v hodi povilnoyi akreciyi z gazopilovogo diska sho otochuvav Yupiter pislya jogo formuvannya Cherez nizku shvidkist naroshuvannya masi suputnika i slabogo priplivnogo nagrivannya temperatura v jogo nadrah bula nedostatnoyu dlya yih diferenciaciyi Ale nevdovzi pislya pochatku formuvannya Kallisto vseredini neyi pochalasya povilna konvekciya yaka prizvela do chastkovoyi diferenciaciyi formuvannya pidpoverhnevogo okeanu na glibini 100 150 km i nevelikogo silikatnogo yadra Za danimi vimiryuvan vikonanih z borta kosmichnogo aparata Galileo glibina pidpoverhnevogo sharu ridkoyi vodi perevishuye 100 km Nayavnist okeanu v nadrah Kallisto robit cej suputnik odnim iz misc de mozhlive pozazemne zhittya Odnak na Kallisto umovi dlya viniknennya i pidtrimannya zhittya na osnovi hemosintezu mensh spriyatlivi nizh na Yevropi Vidkrittya ta najmenuvannyaKallisto bula viyavlena Galileo Galileyem u sichni 1610 roku razom iz troma inshimi velikimi suputnikami Yupitera Io Yevropoyu ta Ganimedom i otrimala svoyu nazvu yak i inshi galileyevi suputniki na chest kohanih davnogreckogo boga Zevsa Kallisto bula nimfoyu za inshimi dzherelami donkoyu Likaona nablizhenoyu do bogini polyuvannya Artemidi Odnak suchasni nazvi galileyevih suputnikiv ne vikoristovuvalisya shiroko azh do seredini 20 stolittya U bagatoh rannih astronomichnih robotah Kallisto zgaduyetsya yak Yupiter IV za sistemoyu zaproponovanoyu Galileo abo yak chetvertij suputnik Yupitera DoslidzhennyaProlit poblizu Yupitera v 1970 h rokah AMS Pioner 10 i Pioner 11 lishe neznachno rozshiriv uyavlennya pro poverhnyu ta vnutrishnyu strukturu Kallisto u porivnyanni z tim sho bulo pro neyi vidomo zavdyaki nazemnim sposterezhennyam Spravzhnim prorivom stalo doslidzhennya suputnika kosmichnimi aparatami Voyadzher 1 i 2 v hodi yih prolotu bilya Yupitera v 1979 1980 rokah Voni vikonali fotografuvannya bilshi nizh polovini poverhni suputnika z rozdilnistyu v 1 2 km i dozvolili otrimati tochni dani pro jogo masu ta formu a takozh temperaturu poverhni Nova epoha doslidzhen trivala z 1994 po 2003 koli kosmichnij aparat Galileo zdijsniv visim blizkih prolotiv vid Kallisto a pid chas ostannogo prolotu po orbiti C30 u 2001 projshov na vidstani 138 km vid poverhni suputnika Galileo vikonav globalne fotografuvannya poverhni suputnika i dlya deyakih okremih rajoniv zrobiv nemalo fotografij z rozdilnistyu do 15 m 2000 roku kosmichnij aparat Kassini perebuvayuchi v poloti do sistemi Saturna otrimav infrachervoni spektri Kallisto z visokoyu rozdilnistyu U lyutomu berezni 2007 roku kosmichnij aparat Novi obriyi perebuvayuchi na shlyahu do Plutona otrimav novi zobrazhennya i spektri Kallisto Proyekti majbutnih kosmichnih aparativ Zaproponovana do zapusku u 2020 roci Europa Jupiter System Mission EJSM ye spilnim proyektom NASA i YeKA iz doslidzhennya suputnikiv Yupitera ta jogo magnitosferi U lyutomu 2009 roku YeKA i NASA pidtverdili sho misiyi bulo prisvoyeno vishij prioritet nizh Titan Saturn System Mission Ale oskilki YeKA zdijsnyuye odnochasnu pidtrimku inshih program to yevropejskij vnesok u cyu programu postaye pered finansovimi trudnoshami EJSM bude skladatisya priblizno z 4 aparativ NASA YeKA i mozhlivo JAXA a takozh FKA Rosiyi Orbita j obertannyaKallisto znizu i livoruch Yupiter zgori i pravoruch ta Yevropa nizhche i livishe vid Velikoyi chervonoyi plyami Foto bulo zroblene z borta kosmichnogo aparata Kassini Kallisto zovnishnij z chotiroh galileyevih suputnikiv Yiyi orbita prolyagaye na vidstani 1 882 000 km vid Yupitera sho stanovit blizko 26 3 jogo radiusiv 71 492 km Ce znachno bilshe nizh radius orbiti poperednogo galileyevogo suputnika Ganimeda yakij stanovit 1 070 000 km Zavdyaki vidnosno viddalenij orbiti Kallisto ne perebuvaye i jmovirno nikoli ne perebuvala v orbitalnomu rezonansi z troma inshimi galileyevimi suputnikami Yak i bilshist regulyarnih suputnikiv planet Kallisto obertayetsya sinhronno z vlasnim orbitalnim ruhom trivalist dnya na Kallisto dorivnyuye yiyi orbitalnomu periodu i stanovit 16 7 zemnih dib Orbita suputnika maye nevelikij ekscentrisitet i nahil do ekvatora Yupitera yaki kvaziperiodichno zminyuyutsya cherez gravitacijni zburennya vid Soncya i planet protyagom stolit Diapazon zmin stanovit 0 0072 0 0076 i 0 20 0 60 vidpovidno Ci orbitalni zburennya takozh zmushuyut nahil osi obertannya zminyuvatis mizh 0 4 i 1 6 Viddalenist Kallisto vid Yupitera prizvela do togo sho vona nikoli ne piddavalasya suttyevomu priplivnomu rozigrivannyu i ce malo vazhlivi naslidki dlya vnutrishnoyi strukturi suputnika ta jogo geologichnoyi evolyuciyi Taka vidstan vid Yupitera oznachaye takozh sho potik zaryadzhenih chastinok sho vipadayut na poverhnyu Kallisto z magnitosferi Yupitera vidnosno nizkij priblizno v 300 raziv nizhchij nizh na Yevropi Otzhe radiaciya ne vidigrala vazhlivoyi roli u formuvanni viglyadu poverhni cogo suputnika na vidminu vid inshih galileyevih suputnikiv Riven radiaciyi na poverhni Kallisto ekvivalentnij dozi blizko 0 01 ber 0 1 mZv za dobu Fizichni harakteristikiSklad Blizhnij infrachervonij spektr temnih kraterovanih rivnin chervonij i udarnogo kratera en blakitnij pokazuye nadlishok u comu krateri vodyanogo lodu liniyi poglinannya z 1 do 2 mkm i menshu kilkist skelnih porid Serednya gustina Kallisto dorivnyuye 1 83 g sm3 Ce vkazuye na te sho vona skladayetsya z priblizno rivnoyi kilkosti vodyanogo lodu ta skelnih porid i dodatkovih vklyuchen zamerzlih gaziv Masova chastka lodiv stanovit blizko 49 55 Tochnij sklad kam yanogo skladnika suputnika nevidomij ale mabut vin blizkij do skladu zvichajnih hondritiv klasu L LL u yakij u porivnyanni z hondritami klasu H nizhchij povnij vmist zaliza menshij vidsotok metalichnogo zaliza i bilshij oksidiv zaliza Masove spivvidnoshennya mizh zalizom i kremniyem v Kallisto lezhit v mezhah 0 9 1 3 dlya prikladu dlya Soncya ce spivvidnoshennya priblizno dorivnyuye 1 8 Albedo poverhni Kallisto priblizno dorivnyuye 20 Vvazhayetsya sho sklad yiyi poverhni priblizno takij samij yak i sklad yiyi v cilomu Na yiyi spektrah u blizhnij infrachervonij oblasti vidno smugi poglinannya vodyanogo lodu na dovzhinah hvil 1 04 1 25 1 5 2 0 i 3 0 mkm Mabut vodyanij lid na poverhni Kallisto zustrichayetsya skriz jogo masova chastka stanovit vid 25 do 50 Analiz blizhnih infrachervonih ta ultrafioletovih spektriv u visokij rozdilnosti otrimanih kosmichnim aparatom Galileo i nazemnimi instrumentami viyaviv znachnu kilkist i inshih rechovin gidratovani silikati sho mistyat magnij ta zalizo vuglekislij gaz dioksid sirki a takozh jmovirno amiak ta inshi organichni spoluki Rezultati misiyi vkazuyut na nayavnist deyakoyi kilkosti toliniv na poverhni Krim togo spektralni dani vkazuyut na silnu dribnomasshtabnu neodnoridnist poverhni suputnika Neveliki yaskravi plyami chistogo vodyanogo lodu haotichno peremishani z dilyankami pokritimi sumishshyu kameniv i lodu i z velikimi temnimi oblastyami pokritimi nekrizhanimi porodami Poverhni Kallisto vlastiva asimetriya veducha pivkulya g temnisha nizh vedena Na inshih galileyevih suputnikah situaciya protilezhna Vedena pivkulya g sudyachi z usogo bagata vuglekislim gazom v toj chas yak na veduchij bilshe dioksidu sirki Velika kilkist vidnosno molodih udarnih krateriv yak ot krater ru takozh zbagachena vuglekislim gazom V cilomu himichnij sklad poverhni Kallisto osoblivo yiyi temnih oblastej skorish za vse blizkij do skladu asteroyidiv en poverhnya yakih skladayetsya z vuglecevmisnoyi materiyi Vnutrishnya budova Vnutrishnya budova Kallisto Silno poritij kraterami poverhnevij shar Kallisto roztashovuyetsya na holodnij ta zhorstkij krizhanij litosferi tovshina yakoyi za riznimi ocinkami stanovit vid 80 do 150 km Yaksho doslidzhennya magnitnih poliv navkolo Yupitera ta jogo suputnikiv buli interpretovani pravilno to pid krizhanoyu koroyu mozhe roztashovuvatisya solonij okean glibinoyu 50 200 km Bulo viyavleno sho Kallisto vzayemodiye z magnitnim polem Yupitera yak dobre providna kulya pole ne mozhe potrapiti v nadra suputnika sho vkazuye na nayavnist sucilnogo sharu z elektroprovidnoyi ridini tovshinoyu ne menshe 10 km Isnuvannya okeanu staye jmovirnishim yaksho pripustiti nayavnist v nomu nevelikoyi kilkosti do 5 za masoyu amiaku abo inshogo antifrizu V takomu vipadku glibina okeanu mozhe dosyagati 250 300 km Litosfera sho roztashovuyetsya nad okeanom mozhe buti desho tovstishoyu do 300 km Nadra Kallisto sho roztashovuyutsya nizhche litosferi i jmovirnogo okeanu mabut ne ye ni povnistyu odnoridnimi ni povnistyu rozsharovanimi a ye sumishshyu rechovin z postupovim rostom vmistu silikativ z glibinoyu Na ce vkazuye nizke znachennya momentu inerciyi h suputnika za danimi Galileo vin dorivnyuye 0 3549 0 0042 mr2 Inshimi slovami Kallisto lishe chastkovo diferencijovana Znachennya gustini ta momentu inerciyi sumisni z nayavnistyu v centri suputnika malenkogo silikatnogo yadra U bud yakomu vipadku radius takogo yadra ne mozhe perevishuvati 600 km a jogo gustina mozhe lezhati v mezhah vid 3 1 do 3 6 g sm3 Takim chinom nadra Kallisto razyuche vidriznyayutsya vid nadr Ganimeda yaki sudyachi z usogo diferencijovani povnistyu Detali poverhni Dokladnishe ru Zobrazhennya otrimane kosmichnim aparatom Galileo na yakomu vidno kraterovani rivnini z virazhenim lokalnim virivnyuvannyam poverhni suputnika Udarnij krater Har z centralnim kupolom Dekilka lancyuzhkiv na znimku slidi formuvannya inshogo udarnogo kratera z nazvoyu Tindr u verhnomu pravomu kuti zobrazhennya Davnya poverhnya Kallisto odna z najbilsh silno kraterovanih u Sonyachnij sistemi Shilnist krateriv na poverhni suputnika nastilki velika sho majzhe kozhen novij udarnij krater nakladayetsya na starij abo lyagaye tak blizko do susidnogo sho rujnuye jogo Velikomasshtabna geologiya Kallisto vidnosno prosta na suputniku nemaye niyakih velikih gir vulkaniv i podibnih endogennih tektonichnih struktur Udarni krateri ta bagatokilcevi strukturi razom iz pov yazanimi rozlomami ustupami ta vidkladami yedini veliki geostrukturi rozriznyuvani na poverhni Poverhnyu Kallisto mozhna podiliti na nastupni geologichno vidminni regioni kraterovani rivnini svitli rivnini yaskravi i temni gladki rivnini a takozh rizni rajoni pov yazani z udarnimi kraterami ta chastinami bagatokilcevih geostruktur Kraterovani rivnini pokrivayut bilshu chastinu poverhni suputnika i ce najdavnishi yiyi dilyanki Voni pokriti sumishshyu lodiv ta skelnih porid Svitli rivnini ne taki poshireni Voni vklyuchayut yaskravi udarni krateri yak ot en i en a takozh slidi vid davnishih ta bilshih krateriv vidomi yak en i centralni regioni bagatokilcevih geostruktur ta izolovani dilyanki na kraterovanih rivninah Vvazhayetsya sho svitli rivnini pokriti krizhanimi vikidami impaktnogo pohodzhennya Yaskravi zgladzheni rivnini ridko zustrichayutsya na poverhni Kallisto i nayavni perevazhno v rajoni vpadin i borozen bilya Valgalli ta en chi deyakih dilyankah kraterovanih rivnin Spochatku vvazhalosya sho voni pov yazani z endogennoyu aktivnistyu suputnika ale fotografiyi z visokoyu rozdilnistyu zrobleni kosmichnim aparatom Galileo demonstruyut sho yaskravi ta gladki rivnini pov yazani z potriskanoyu i gorbistoyu poverhneyu i ne mayut oznak tektonichnogo chi vulkanichnogo pohodzhennya Zobrazhennya z kosmichnogo aparatu Galileo takozh dozvolili rozrizniti neveliki temni zgladzheni rajoni plosheyu menshoyu nizh 10 000 km2 yaki otochuyut bilsh peresichenu miscevist Mozhlivo voni pokriti vikidami kriovulkaniv Oskilki shilnist krateriv na rivninnih dilyankah nizhcha fonovoyi ci dilyanki povinni buti vidnosno molodimi Zobrazhennya Valhalli bagatokilcevoyi astroblemi z diametrom blizko 3800 km otrimane kosmichnim aparatom Voyadzher 1 en ta jogo zbilshenij fragment Najbilshi geostrukturi na Kallisto bagatokilcevi basejni yaki inodi nazivayut amfiteatrami abo cirkami cherez yihnij zovnishnij viglyad Najbilshij iz nih Valhalla z yaskravim centralnim regionom diametrom 600 km yakij otochuyut koncentrichni kilcya radiusom do 1800 km Druga za velichinoyu cirkova struktura en maye poperechnik blizko 1600 km Bagatokilcevi strukturi jmovirno utvoreni rozlomami litosferi sho lezhat na puhkih abo ridkih sharah mozhlivo na okeani pislya zitknen iz velikimi nebesnimi tilami Takozh na poverhni Kallisto ye lancyuzhki z udarnih krateriv inodi voni zlivayutsya odin z odnim Jmovirno voni vinikli pri zitknenni z Kallisto zalishkiv ob yektiv yaki pidijshovshi nadmirno blizko do Yupitera she do svogo zitknennya z Kallisto buli zrujnovani priplivnimi silami Mozhlivo takozh sho lancyuzhki utvorilisya pri pologih dotichnih zitknennyah z postupovim rujnuvannyam padayuchih til V ostannomu vipadku yih rujnuvannya moglo vidbutisya vnaslidok yihnoyi vzayemodiyi z nerivnostyami relyefu suputnika abo buti rezultatom kombinaciyi priplivnoyi diyi Kallisto ta vidcentrovih sil cherez yih vlasne obertannya div takozh Suputniki asteroyidiv Zvichajni udarni krateri vidimi na suputniku mayut rozmir vid 0 1 km cej limit viznachayetsya rozdilnoyu zdatnistyu kamer kosmichnogo aparata do 200 km Neveliki krateri z diametrami menshe yak 5 km mayut formu chashi z uvignutim abo ploskim dnom Krateri rozmirom vid 5 do 40 km zazvichaj mayut centralnu girku Bilshi krateri rozmirom 25 100 km zamist neyi mayut centralnu yamku yak napriklad struktura Bilshi krateri z rozmirami vid 60 km mozhut mati v centri svoyeridni kupoli sho ye naslidkom tektonichnogo pidjomu pislya zitknennya napriklad en i en Yak zgaduvalosya vishe na poverhni Kallisto buli viyavleni neveliki dilyanki chistogo vodyanogo lodu z albedo vishe 80 otocheni temnishoyu rechovinoyu Fotografiyi z visokoyu rozdilnistyu otrimani kosmichnim aparatom Galileo pokazali sho ci yaskravi dilyanki perevazhno roztashovani na pidvishennyah na valah krateriv ustupah grebenyah ta pagorbah Jmovirno voni pokriti tonkimi vidkladami vodyanogo ineyu Temna rechovina zazvichaj roztashovuyetsya u navkolishnih nizovinah i viglyadaye vidnosno gladkoyu ta rivnoyu Neridko vona utvoryuye dilyanki do 5 km poperechnikom na dni krateriv i v mizhkraternih ponizhennyah Dva zsuvi dovzhinoyu 3 3 5 km u pravij chastini dvoh velikih krateriv Na masshtabah menshe kilometra relyef Kallisto zgladzhenij eroziyeyu silnishe nizh relyef inshih krizhanih galileyevih suputnikiv Koncentraciya nevelikih udarnih krateriv z diametrami menshe nizh 1 km tam mensha nizh napriklad na temnih rivninah Ganimeda Zamist nevelikih krateriv majzhe vsyudi vidno neveliki pagorbi ta vpadini Vvazhayetsya sho pagorbi ce zalishki valiv krateriv zrujnovanih she ne do kincya zrozumilimi procesami Najimovirnisha prichina cogo yavisha povilna sublimaciya lodiv cherez nagrivannya Soncem na dennij storoni temperatura dosyagaye 165 K Sublimaciya vodi abo inshih letkih spoluk z brudnogo lodu z yakogo skladayutsya kromki krateriv viklikaye yih rujnuvannya a nekrizhani skladovi chastini kromok utvoryuyut obvali Taki obvali sho chasto sposterigayutsya i poblizu krateriv i vseredini nih v naukovij literaturi otrimali nazvu ulamkovogo fartuha angl debris apron Inodi kraterni vali prorizani tak zvanimi yarami zvivistimi boroznami sho mayut analogi na Marsi Yaksho gipoteza pro sublimaciyu lodiv pravilna to temni dilyanki poverhni sho lezhat u nizovinah skladayutsya z perevazhno bidnih letkimi rechovinami porid yaki vzyalisya zi zrujnovanih valiv sho otochuvali krateri i nakrili soboyu krizhanu poverhnyu Kallisto Pribliznij vik dilyanok poverhni Kallisto viznachayetsya za shilnistyu yih krateruvannya Chim starisha poverhnya tim shilnishe vona kraterovana Absolyutnih datuvan detalej relyefu Kallisto nemaye ale zgidno z teoretichnimi ocinkami kraterovani rivnini mayut vik perevazhno blizko 4 5 mlrd rokiv sho priblizno vidpovidaye viku Sonyachnoyi sistemi Ocinka viku bagatokilcevih struktur i riznih udarnih krateriv zalezhit vid prijnyatogo znachennya shvidkosti krateruvannya i ocinyuyetsya riznimi avtorami vid 1 do 4 mlrd rokiv Atmosfera ta ionosfera Indukovane magnitne pole navkolo Kallisto U Kallisto bula viyavlena vkraj rozridzhena atmosfera z vuglekislogo gazu Vona bula zafiksovana spektrometrom dlya kartuvannya v blizhnij infrachervonij oblasti NIMS na bortu kosmichnogo aparata Galileo po liniyi poglinannya na dovzhini hvili 4 2 mkm Pripoverhnevij tisk ocinyuyetsya priblizno v 7 5 10 12 bar 0 75 mkPA a koncentraciya chastinok v 4 108 chastinok sm3 Bez popovnennya taka atmosfera bula b vtrachena za 4 dni div Planetarnij viter i ce oznachaye sho vona postijno popovnyuyetsya ochevidno zavdyaki sublimaciyi zamerzlogo vuglekislogo gazu sho uzgodzhuyetsya z gipotezoyu pro degradaciyu valiv krateriv vnaslidok sublimaciyi lodiv Ionosfera u Kallisto takozh bula viyavlena same pid chas prolotu kosmichnogo aparata Galileo i yiyi visoka elektronna gustina 7 17 104 sm 3 ne mozhe poyasnyuvatisya fotoionizaciyeyu odnogo lishe atmosfernogo vuglekislogo gazu Na comu bazuyetsya pripushennya sho atmosfera Kallisto naspravdi skladayetsya perevazhno z molekulyarnogo kisnyu i jogo masova chastka u 10 100 raziv perevishuye chastku vuglekislogo gazu Odnak pryamih sposterezhen kisnyu v atmosferi Kallisto she nemaye stanom na 2012 rik Sposterezhennya z Gabbla HST dozvolili vstanoviti verhnyu mezhu jogo koncentraciyi yaka uzgodzhuyetsya z danimi suputnika Galileo pro ionosferu V toj zhe chas HST viyaviv kondensovanij kisen na poverhni Kallisto Pohodzhennya ta evolyuciyaSlabka diferenciaciya Kallisto na yaku vkazuyut vimiryuvannya momentu inerciyi oznachaye sho suputnik nikoli ne buv rozigritij do temperatur dostatnih dlya rozplavlennya lodiv yaki stanovlyat jogo nemalu chastinu Tomu najimovirnishe sho suputnik utvorivsya v hodi povilnoyi akreciyi zovnishnih shariv rozridzhenoyi gazopilovoyi tumannosti yaka otochuvala Yupiter v procesi jogo utvorennya Teplo sho generuvalosya zitknennyami radioaktivnim rozpadom i stisnennyam suputnika pri dostatno povilnij akreciyi rechovini uspishno vidvodilosya v kosmos sho zapobiglo plavlennyu lodiv i shvidkomu rozsharuvannyu rechovin z riznimi gustinami Jmovirno suputnik sformuvavsya za chas 0 1 10 mln rokiv Foto eroduyuchih vishe i povnistyu erodovanih nizhche pagorbiv 100 m visotoyu yaki mozhlivo sformuvalisya z rechovini vikinutoyi pri zitknenni Podalsha evolyuciya Kallisto pislya akreciyi viznachalasya radioaktivnim nagrivannyam oholodzhennyam poverhni cherez promenevij perenos a takozh konvekciyeyu tverdoyi chi napivtverdoyi rechovini v yiyi nadrah Oskilki cherez temperaturnu zalezhnist v yazkosti lodu peremishuvannya vnutrishnih shariv povinne pochinatisya lishe pri temperaturi blizkij do temperaturi jogo plavlennya napivtverda konvekciya ye odniyeyu z golovnih problem u modelyuvanni nadr vsih krizhanih suputnikiv vklyuchayuchi Kallisto Cej proces nadzvichajno povilnij zi shvidkistyu ruhu lodu 1 sm rik ale nezvazhayuchi na ce ye efektivnim oholodzhuyuchim mehanizmom na trivalih chasovih vidrizkah Postupovo proces perehodit u tak zvanij rezhim zakritoyi krishki koli zhorstkij i holodnij zovnishnij shar suputnika provodit teplo bez konvekciyi todi yak lodi pid nim perebuvayut u stani napivtverdoyi konvekciyi U vipadku Kallisto zovnishnij providnij riven ye tverdoyu i holodnoyu litosferoyu tovshinoyu blizko 100 km yaka dostatno efektivno pereshkodzhaye zovnishnim proyavam tektonichnoyi aktivnosti na suputniku Konvekciya v nadrah Kallisto mozhe buti bagatorivnevoyu cherez rizni kristalichni fazi vodyanogo lodu na riznih glibinah na poverhni pri minimalnij temperaturi ta tisku vin perebuvaye u en v toj chas yak u centralnih oblastyah povinen perebuvati u fazi VII Napivtverda konvekciya v nadrah Kallisto yaka pochalasya rano mogla zapobigti velikomasshtabnomu plavlennyu lodiv i nastupnij diferenciaciyi yaka inakshe sformuvala b kam yane yadro i krizhanu mantiyu Ale duzhe povilna diferenciaciya nadr Kallisto ishla protyagom milyardiv rokiv i mabut trivaye j dosi Potochni uyavlennya pro istoriyu Kallisto dopuskayut isnuvannya pidpoverhnevogo okeanu z ridkoyi vodi Ce pov yazano z anomalnim harakterom temperaturi plavlennya lodu I yaka zmenshuyetsya z tiskom dosyagayuchi temperaturi 251 K pri 2070 barah 207 MPa U vsih pravdopodibnih modelyah temperatura na glibini mizh 100 i 200 km duzhe blizka abo trohi perevishuye ce znachennya Nayavnist navit nevelikih kilkostej amiaku navit blizko 1 2 za masoyu praktichno garantuye isnuvannya ridkogo sharu tomu sho amiak she bilshe ponizhuye temperaturu plavlennya Hocha Kallisto i nagaduye prinajmni za ob yemom i masoyu Ganimed u neyi bula nabagato prostisha geologichna istoriya Poverhnya Kallisto formuvalasya perevazhno udarnimi zitknennyami ta inshimi zovnishnimi silami Na vidminu vid susidnogo Ganimeda z jogo pokritimi boroznami poverhnyami na nij malo oznak tektonichnoyi aktivnosti Ci vidminnosti Kallisto i Ganimeda poyasnyuyut riznimi umovami formuvannya silnishim priplivnim nagrivannyam Ganimeda chi bilshim vplivom na nogo piznogo vazhkogo bombarduvannya Vidnosno prosta geologichna istoriya Kallisto ye vidpravnoyu tochkoyu dlya planetologiv pri porivnyanni yiyi zi skladnishimi ta aktivnishimi ob yektami Zistavlennya rozmiriv Zemli Misyacya i KallistoMozhlivist zhittya v okeaniYak i u vipadku Yevropi ta Ganimeda populyarnoyu ye ideya pro mozhlivist isnuvannya u pidpoverhnevomu okeani Kallisto pozazemnogo mikrobnogo zhittya Odnak na Kallisto umovi dlya zhittya desho girshi nizh na Yevropi chi Ganimedi Na osnovi cih ta inshih uyavlen vvazhayetsya sho sered vsih galileyevih suputnikiv u Yevropi najbilshi shansi na pidtrimannya zhittya prinajmni mikrobnogo Potencial dlya kolonizaciyiBaza na Kallisto v uyavi hudozhnika Pochinayuchi z 1980 h rokiv Kallisto vvazhayetsya privablivoyu cillyu dlya pilotovanogo kosmichnogo polotu pislya analogichnoyi misiyi na Mars zavdyaki tomu sho lezhit poza radiacijnim poyasom Yupitera 2003 roku NASA vikonala konceptualne doslidzhennya pid nazvoyu HOPE nadiya v yakomu bulo rozglyanuto majbutnye osvoyennya lyudstvom zovnishnoyi Sonyachnoyi sistemi Odniyeyu z detalno rozglyanutih cilej bula Kallisto Bulo zaproponovano v perspektivi pobuduvati na suputniku stanciyu po pererobci ta virobnictvu paliva iz navkolishnih lodiv dlya kosmichnih aparativ sho pryamuyut dlya doslidzhennya bilsh viddalenih oblastej Sonyachnoyi sistemi krim cogo lid mozhna bulo b vikoristovuvati i dlya dobuvannya yizhi Odniyeyu z perevag zasnuvannya takoyi stanciyi same na Kallisto vvazhayetsya nizkij riven radiacijnogo viprominyuvannya zavdyaki viddalenosti vid Yupitera i geologichna stabilnist Z poverhni suputnika mozhna bulo b viddaleno majzhe v rezhimi realnogo chasu doslidzhuvati Yevropu a takozh stvoriti na Kallisto promizhnu stanciyu dlya obslugovuvannya kosmichnih aparativ yaki pryamuyut do Yupitera dlya zdijsnennya gravitacijnogo manevru z metoyu polotu u zovnishni oblasti Sonyachnoyi sistemi Doslidzhennya nazivaye programu EJSM peredumovoyu do pilotovanogo polotu Vvazhayetsya sho do Kallisto virushiti vid odnogo do troh mizhplanetnih korabliv odin z yakih bude nesti ekipazh a inshi nazemnu bazu pristrij dlya dobuvannya vodi ta reaktor dlya viroblennya energiyi Peredbachuvana trivalist perebuvannya na poverhni suputnika vid 32 do 123 dib sam polit jmovirno zajme vid 2 do 5 rokiv U vishezgadanomu zviti NASA za 2003 rik bulo zaproponovano sho pilotovana misiya do Kallisto bude mozhliva do 2040 h rokiv a takozh buli zgadani tehnologiyi yaki povinni buti rozrobleni ta viprobuvani do vkazanogo terminu jmovirno do i v hodi pilotovanih polotiv do Misyacya i Marsa Div takozhGalileyevi suputniki Suputniki Yupitera ValgallaZauvazhennyag Veducha pivkulya pivkulya obernena v napryamku orbitalnogo ruhu vedena pivkulya napravlena v protilezhnij bik h Odnoridni tila kulyastoyi formi mayut moment inerciyi 0 4mr2 Koeficiyent nizhche 0 4 vkazuye na te sho gustina zrostaye z glibinoyu i U vipadku krizhanih suputnikiv palimpsesti krugli yaskravi geostrukturi jmovirno zalishki davnih udarnih krateriv div Greeley 2000 Primitki Jet Propulsion Laboratory California Institute of Technology Arhiv originalu za 14 serpnya 2009 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Trautman Pat Bethke Kristen 2003 Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration HOPE PDF NASA Arhiv originalu PDF za 4 lyutogo 2012 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Musotto Susanna Varadi Ferenc Moore William Schubert Gerald 2002 Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites Icarus 159 2 500 504 Bibcode 2002Icar 159 500M doi 10 1006 icar 2002 6939 angl Cooper John F Johnson Robert E Mauk Barry H et al 2001 PDF Icarus 139 1 133 159 Bibcode 2001Icar 149 133C doi 10 1006 icar 2000 6498 Arhiv originalu PDF za 25 lyutogo 2009 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Greeley R Klemaszewski J E Wagner L et al 2000 Galileo views of the geology of Callisto Planetary and Space Science 48 9 829 853 Bibcode 2000P amp SS 48 829G doi 10 1016 S0032 0633 00 00050 7 angl Moore Jeffrey M Chapman Clark R Bierhaus Edward B et al 2004 PDF U Bagenal F Dowling T E McKinnon W B red Jupiter The planet Satellites and Magnetosphere Cambridge University Press Arhiv originalu PDF za 27 bereznya 2009 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Moore Jeffrey M Asphaug Erik Morrison David et al 1999 Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites Results of the Galileo Nominal Mission Icarus 140 2 294 312 Bibcode 1999Icar 140 294M doi 10 1006 icar 1999 6132 angl Carlson R W et al 1999 PDF Science 283 5403 820 821 Bibcode 1999Sci 283 820C doi 10 1126 science 283 5403 820 PMID 9933159 Arhiv originalu PDF za 3 zhovtnya 2008 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Liang M C Lane B F Pappalardo R T et al 2005 PDF Journal of Geophysics Research 110 E2 E02003 Bibcode 2005JGRE 11002003L doi 10 1029 2004JE002322 Arhiv originalu PDF za 12 grudnya 2011 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Kliore A J Anabtawi A Herrera R G et al 2002 Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations Journal of Geophysics Research 107 A11 1407 Bibcode 2002JGRA 107kSIA19K doi 10 1029 2002JA009365 angl Canup Robin M Ward William R 2002 PDF The Astronomical Journal 124 6 3404 3423 Bibcode 2002AJ 124 3404C doi 10 1086 344684 Arhiv originalu PDF za 15 chervnya 2019 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Spohn T Schubert G 2003 PDF Icarus 161 2 456 467 Bibcode 2003Icar 161 456S doi 10 1016 S0019 1035 02 00048 9 Arhiv originalu PDF za 27 lyutogo 2008 Procitovano 31 lipnya 2016 isp Kuskov O L Kronrod V A 2005 Internal structure of Europa and Callisto Icarus 177 2 550 369 Bibcode 2005Icar 177 550K doi 10 1016 j icarus 2005 04 014 angl Showman Adam P Malhotra Renu 1999 PDF Science 286 5437 77 84 doi 10 1126 science 286 5437 77 PMID 10506564 Arhiv originalu PDF za 14 travnya 2011 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Lipps Jere H Delory Gregory Pitman Joe et al 2004 PDF Proc SPIE 5555 10 doi 10 1117 12 560356 Arhiv originalu PDF za 20 serpnya 2008 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Galilei G Sidereus Nuncius Arhivovano 23 lyutogo 2001 u Archive is March 13 1610 angl The Galileo Project Arhiv originalu za 12 listopada 2007 Procitovano 31 lipnya 2007 angl Barnard E E 1892 Astronomical Journal 12 81 85 Bibcode 1892AJ 12 81B doi 10 1086 101715 Arhiv originalu za 15 travnya 2020 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Brown R H Baines K H Bellucci G et al 2003 Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer VIMS during Cassini s Flyby of Jupiter Icarus 164 2 461 470 Bibcode 2003Icar 164 461B doi 10 1016 S0019 1035 03 00134 9 angl Morring F 7 travnya 2007 Ring Leader Aviation Week amp Space Technology 80 83 angl Rincon Paul 20 lyutogo 2009 BBC News Arhiv originalu za 21 lyutogo 2009 Procitovano 20 lyutogo 2009 angl ESA 21 lipnya 2007 Arhiv originalu za 23 listopada 2008 Procitovano 20 lyutogo 2009 angl Regulyarnimi nazivayutsya vnutrishni suputniki planet yaki obertayutsya v napryamku obertannya centralnoyi planeti i mayut nevelikij nahil orbiti do ploshini yiyi obertannya Anderson J D Jacobson R A McElrath T P et al 2001 Shape mean radius gravity field and interior structure of Callisto Icarus 153 1 157 161 Bibcode 2001Icar 153 157A doi 10 1006 icar 2001 6664 angl Bills Bruce G 2005 Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter Icarus 175 1 233 247 Bibcode 2005Icar 175 233B doi 10 1016 j icarus 2004 10 028 angl Freeman J 2006 PDF Planetary and Space Science 54 1 2 14 Bibcode 2006P amp SS 54 2F doi 10 1016 j pss 2005 10 003 Arhiv originalu PDF za 24 serpnya 2007 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Frederick A Ringwald 29 lyutogo 2000 SPS 1020 Introduction to Space Sciences California State University Fresno Arhiv originalu za 24 sichnya 2012 Procitovano 4 lipnya 2009 angl Clark R N 10 kvitnya 1981 Journal of Geophysical Research 86 B4 3087 3096 Bibcode 1981JGR 86 3087C doi 10 1029 JB086iB04p03087 Arhiv originalu za 6 chervnya 2011 Procitovano 3 bereznya 2010 angl Noll K S 1996 PDF Lunar and Planetary Science XXXI s 1852 Arhiv originalu PDF za 4 chervnya 2016 Procitovano 31 lipnya 2016 angl T B McCord et al Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede Science 1997 Vol 278 no 5336 P 271 275 ISSN 0036 8075 DOI 10 1126 science 278 5336 271 z dzherela 29 kvitnya 2014 Procitovano 2016 07 31 angl Hibbitts C A McCord T B Hansen G B 1998 PDF Lunar and Planetary Science XXXI s 1908 Arhiv originalu PDF za 4 chervnya 2016 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Khurana K K et al 1998 PDF Nature 395 6704 777 780 Bibcode 1998Natur 395 777K doi 10 1038 27394 PMID 9796812 Arhiv originalu PDF za 5 zhovtnya 2017 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Zimmer C Khurana K K 2000 PDF Icarus 147 2 329 347 Bibcode 2000Icar 147 329Z doi 10 1006 icar 2000 6456 Arhiv originalu PDF za 18 veresnya 2019 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Anderson J D Schubert G Jacobson R A et al 1998 PDF Science 280 5369 1573 1576 Bibcode 1998Sci 280 1573A doi 10 1126 science 280 5369 1573 PMID 9616114 Arhiv originalu PDF za 26 veresnya 2007 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Sohl F Spohn T Breuer D Nagel K 2002 Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites Icarus 157 1 104 119 Bibcode 2002Icar 157 104S doi 10 1006 icar 2002 6828 angl Zahnle K Dones L 1998 PDF Icarus 136 2 202 222 Bibcode 1998Icar 136 202Z doi 10 1006 icar 1998 6015 PMID 11878353 Arhiv originalu PDF za 27 lyutogo 2008 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Bender K C Rice J W Wilhelms D E Greeley R 1997 U S Geological Survey Arhiv originalu za 11 chervnya 2011 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Wagner R Neukum G Greeley R et al March 12 16 2001 PDF 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference Arhiv originalu PDF za 27 bereznya 2009 Procitovano 31 lipnya 2016 angl vid 2002 U S Geological Survey Arhiv originalu za 9 travnya 2013 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Klemaszewski J A Greeley R 2001 PDF Lunar and Planetary Science XXXI s 1818 Arhiv originalu PDF za 4 chervnya 2016 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Istorichnim prikladom priplivnogo rujnuvannya nebesnogo tila yake proletilo bilya Yupitera ye kometa Shumejkeriv Levi 9 Zgodom yiyi ulamki vpali na Yupiter zalishivshi na vidimij poverhni ciyeyi planeti 13 temnih gazopilovih oblastej znachnogo rozmiru Chapman C R Merline W J Bierhaus B et al 1997 PDF Lunar and Planetary Science XXXI s 1221 Arhiv originalu PDF za 4 chervnya 2016 Procitovano 31 lipnya 2016 angl Strobel Darrell F Saur Joachim Feldman Paul D et al 2002 Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto a Jovian Unipolar Inductor The Astrophysical Journal 581 1 L51 L54 Bibcode 2002ApJ 581L 51S doi 10 1086 345803 angl Spencer John R Calvin Wendy M 2002 PDF The Astronomical Journal 124 6 3400 3403 Bibcode 2002AJ 124 3400S doi 10 1086 344307 Arhiv originalu PDF za 9 bereznya 2012 Procitovano 31 lipnya 2016 angl McKinnon William B 2006 On convection in ice I shells of outer Solar System bodies with detailed application to Callisto Icarus 183 2 435 450 Bibcode 2006Icar 183 435M doi 10 1016 j icarus 2006 03 004 angl Nagel K a Breuer D Spohn T 2004 A model for the interior structure evolution and differentiation of Callisto Icarus 169 2 402 412 Bibcode 2004Icar 169 402N doi 10 1016 j icarus 2003 12 019 angl Barr A C Canup R M 3 serpnya 2008 Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites Icarus Elsevier 198 1 163 177 Bibcode 2008Icar 198 163B doi 10 1016 j icarus 2008 07 004 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a access date vimagaye url dovidka angl Showman A P Malhotra R 1997 03 Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede Icarus Elsevier 127 1 93 111 Bibcode 1997Icar 127 93S doi 10 1006 icar 1996 5669 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a access date vimagaye url dovidka angl Baldwin E 25 sichnya 2010 Astronomy Now Online Astronomy Now Arhiv originalu za 30 sichnya 2010 Procitovano 1 bereznya 2010 angl Barr A C Canup R M March 2010 PDF 41st Lunar and Planetary Science Conference 2010 Houston Arhiv originalu PDF za 5 chervnya 2011 Procitovano 1 bereznya 2010 angl Barr A C Canup R M 24 sichnya 2010 Nature Geoscience 3 March 2010 164 167 Bibcode 2010NatGe 3 164B doi 10 1038 NGEO746 Arhiv originalu za 5 bereznya 2016 Procitovano 1 bereznya 2010 angl Francois Raulin 2005 Exo Astrobiological Aspects of Europa and Titan from Observations to speculations PDF Space Science Reviews 116 1 2 471 487 Bibcode 2005SSRv 116 471R doi 10 1007 s11214 005 1967 x nedostupne posilannya angl PDF NASA 2004 Arhiv originalu PDF za 4 chervnya 2016 Procitovano 31 lipnya 2016 angl James Oberg Where are the Russians Headed Next Erschienen in Popular Mechanics Oktober 1982 S 183 angl Troutman Patrick A Bethke Kristen Stillwagen Fred Caldwell Darrell L Jr Manvi Ram Strickland Chris Krizan Shawn A 28 sichnya 2003 Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration HOPE American Institute of Physics Conference Proceedings 654 821 828 doi 10 1063 1 1541373 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a access date vimagaye url dovidka angl USA gov The U S Government s Official Web Portal 2012 03 05 u Wayback Machine angl Patrick A Troutman Kristen Bethke Fred Stillwagen Darrell L Caldwell Jr Ram Manvi Chris Strickland Shawn A Krizan Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration HOPE 11 lyutogo 2014 u Wayback Machine Veroffentlicht im Februar 2003 angl PosilannyaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Category Callisto Korotka harakteristika Kallisto 26 lipnya 2016 u Wayback Machine na sajti NASA Solar System Exploration 19 lyutogo 2011 u Wayback Machine angl Storinka Kallisto 15 serpnya 2012 u Wayback Machine na NinePlanets org angl Storinka Kallisto 4 chervnya 2011 u Wayback Machine na Views of the Solar System angl Baza danih krateriv Kallisto 25 zhovtnya 2012 u Wayback Machine vid institutu Misyacya i Planet angl Galereya zobrazhen Kallisto 17 chervnya 2004 u Wayback Machine angl Karta Kallisto z nazvami detalej poverhni 3 bereznya 2016 u Wayback Machine na sajti NASA Planetary Photojournal 21 lipnya 2015 u Wayback Machine angl Karta Kallisto z nazvami detalej poverhni 14 veresnya 2016 u Wayback Machine na sajti Gazetteer of Planetary Nomenclature 13 grudnya 2019 u Wayback Machine angl Trivimirne zobrazhennya poverhni galileyevih suputnikiv v tomu chisli j Kallisto 2 bereznya 2012 u Wayback Machine angl angl

Дата публікації:
Топ