Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Каллисто .
Не путать с Калипсо (луной) Сатурна.

Каллисто
Callisto.jpg
Анти-Юпитерианское полушарие Каллисто, полученное в 2001 году космическим кораблем НАСА " Галилео" . Он показывает сильно испещренную кратерами местность. Большая ударная структура Асгарда находится на конечности в правом верхнем углу. Видный кратер с лучами ниже и справа от центра - это Бран .
Открытие
ОбнаружилГалилео Галилей
Дата открытия7 января 1610 г. [1]
Обозначения
Произношение/ К ə л ɪ с т oʊ / [2]
Названный в честь
Καλλιστώ KALLISTO
Юпитер IV
ПрилагательныеCallistoan / к æ л ɪ ы т oʊ ə п /
и т.д. (см текст)
Орбитальные характеристики
Периапсис1 869 000  км [а]
Апоапсис1 897 000  км [б]
1 882 700 км [3]
Эксцентриситет0,0074 [3]
16.689 0184  д [3]
8.204 км / с
Наклон2,017 ° (до эклиптики )
0,192 ° (до местных плоскостей Лапласа ) [3]
СпутникЮпитер
ГруппаГалилейская луна
Физические характеристики
Средний радиус
2 410 0,3 ± 1,5 км (0.378 Earths) [4]
7,30 × 10 7  км 2 (0,143 Земли) [c]
Объем5,9 × 10 10  км 3 (0,0541 Земли) [d]
Масса(1,075 938 ± 0,000 137 ) × 10 23  кг (0,018 Земли) [4]
Средняя плотность
1,8344 ± 0,0034 г / см 3 [4]
Поверхностная гравитация
1,235  м / с 2 (0,126 г ) [эл.]
Фактор инерции момента
0,3549 ± 0,0042 [5]
Скорость убегания
2,440 км / с [f]
Период ротации
синхронный [4]
Осевой наклон
ноль [4]
Альбедо0,22 (геометрический) [6]
Температура поверхности .миниметь в видуМаксимум
K [6]80 ± 5134 ± 11165 ± 5
Видимая величина
5,65 ( оппозиция ) [7]
Атмосфера
Поверхностное давление
0,75 мкПа (7,40 × 10 -12  атм) [8]
Состав по объему≈ 4 × 10 8  молекул / см 3 диоксида углерода ; [8]
до2 × 10 10  молекул / см 3 молекулярного кислорода (O 2 ) [9]

Каллисто / к ə л ɪ с т oʊ / или Jupiter IV , является вторым по величине спутник Юпитера , после того, как Ганимеда . Это третья по величине луна в Солнечной системе после Ганимеда и Сатурна крупнейшей луны Титана , и самый большой объект в Солнечной системе , которые не могут быть должным образом дифференцированы . Каллисто был открыт в 1610 году Галилео Галилей . ВДиаметр Каллисто составляет 4821 км. Диаметр планеты составляет около 99% диаметра планеты Меркурий, но лишь около трети ее массы. Это четвертый галилеянин луна из Юпитера на расстоянии, с орбитальным радиусом около1 883 000  км . [3] Он не находится в орбитальном резонансе, как три других галилеевых спутника - Ио , Европа и Ганимед - и поэтому не сильно нагревается приливом . [10] Вращение Каллисто приливно привязано к его орбите вокруг Юпитера, так что одно и то же полушарие всегда обращено внутрь. Из-за этого на поверхности Каллисто есть субъюпитерианская точка, от которой Юпитер, казалось бы, висит прямо над головой. На него меньше влияет магнитосфера Юпитера, чем на другие внутренние спутники.из-за своей более удаленной орбиты, расположенной сразу за пределами главного радиационного пояса Юпитера. [11] [12]

Каллисто состоит из примерно равного количества камня и льда с плотностью около1,83 г / см 3 , самая низкая плотность и поверхностная сила тяжести среди больших спутников Юпитера. Соединения, обнаруживаемые на поверхности спектроскопически, включают водяной лед , [13] диоксид углерода , силикаты и органические соединения . Исследование космического корабля « Галилео» показало, что Каллисто может иметь небольшое силикатное ядро и, возможно, подповерхностный океан жидкой воды [13] на глубинах более100 км . [14] [15]

Поверхность Каллисто - самая старая и наиболее сильно изрезанная кратерами в Солнечной системе. [16] Его поверхность полностью покрыта ударными кратерами. [17] Он не показывает никаких признаков подземных процессов, таких как тектоника плит или вулканизм , без каких-либо признаков того, что геологическая активность вообще когда-либо имела место и, как полагают, развивалась преимущественно под влиянием ударов . [18] Выдающиеся особенности поверхности включают многокольцевые структуры , ударные кратеры различной формы , цепочки кратеров ( катен ) и связанные с ними уступы., гряды и отложения. [18] В мелком масштабе поверхность разнообразна и состоит из небольших блестящих отложений инея на вершинах высоких точек, окруженных низко расположенным гладким покровом из темного материала. [6] Считается, что это является результатом вызванной сублимацией деградации небольших форм рельефа , которая поддерживается общим дефицитом небольших ударных кратеров и наличием множества небольших выступов, которые считаются их остатками. [19] Абсолютный возраст форм рельефа неизвестен.

Callisto окружен чрезвычайно тонкой атмосферой , состоящей из двуокиси углерода [8] и , возможно , молекулярного кислорода , [9] , а также довольно интенсивным ионосфере . [20] Считается, что Каллисто образовалась в результате медленной аккреции из диска газа и пыли, окружавшего Юпитер после его образования. [21] Постепенная аккреция Каллисто и отсутствие приливного нагрева означало, что для быстрой дифференциации было недостаточно тепла . Медленная конвекциявнутри Каллисто, которое началось вскоре после формирования, привело к частичной дифференциации и, возможно, к образованию подповерхностного океана на глубине 100–150 км и небольшого скалистого ядра . [22]

Вероятное присутствие океана внутри Каллисто оставляет возможность того, что в нем может быть жизнь . Однако условия считаются менее благоприятными, чем на соседней Европе . [23] Различные космические зонды от Пионеров 10 и 11 до Галилея и Кассини изучали Каллисто. Из-за низкого уровня радиации Каллисто долгое время считался наиболее подходящим местом для человеческой базы для будущих исследований системы Юпитера. [24]

История [ править ]

Открытие [ править ]

Каллисто был открыт Галилеем в январе 1610 года вместе с тремя другими большими лунами Юпитера - Ганимедом , Ио и Европой . [1]

Имя [ редактировать ]

Каллисто названа в честь одного из многих любовников Зевса в греческой мифологии . Каллисто была нимфой (или, согласно некоторым источникам, дочерью Ликаона ), которая была связана с богиней охоты Артемидой . [25] Название было предложено Саймоном Мариусом вскоре после открытия Каллисто. [26] Мариус приписал это предложение Иоганну Кеплеру . [25]


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

... три молодые женщины, захваченные Юпитером из тайной любви, будут удостоены чести, [включая] Каллисто, дочь Ликаона ... Наконец, четвертую [луну] я назвал Каллисто ... Ио, Европа, мальчик Ганимед, а Каллисто очень понравилась похотливому Юпитеру. [27]

Однако названия галилеевых спутников на долгое время попали в немилость и не были возрождены в обычном употреблении до середины 20-го века. В большей части более ранней астрономической литературы Каллисто упоминается по его римскому цифровому обозначению, системе, введенной Галилеем, как Юпитер IV или как «четвертый спутник Юпитера». [28]

У имени нет установленной формы прилагательного в английском языке. Прилагательная форма греческого αλλιστῴ Kallistōi - Καλλιστῴος Kallistōi-os , от которой можно было бы ожидать латинского Callistōius и английского * Callistóian, параллельного Sapphóian для Sapphō i [29] и Letóian для Lētō i . [30] Тем не менее, индекс йота часто опускается в таких греческих именах (ср. Иноан [31] из nō i [32] и Argóan [33] из Argō i [34] ), и действительно аналогичная формаКаллистоан найден. [35] [36] [37] У Вергилия второй наклонный стержень появляется на латыни: Callistōn-, [38], но соответствующий каллистонский язык редко появляется на английском языке. [39] Также видит специальные формы, такие как Callistan , [19] Callistian [40] и Callistean . [41] [42]

Орбита и вращение [ править ]

Галилеевы спутники вокруг Юпитера   Юпитер  ·   Ио  ·   Европа  ·   Ганимед  ·   Каллисто
Каллисто (слева внизу), Юпитер (вверху справа) и Европа (ниже и слева от Юпитера Большого Красного Пятна ), если смотреть на Кассини-Гюйгенс

Каллисто - самый дальний из четырех галилеевых спутников Юпитера. Он вращается на расстоянии примерно 1 880 000 км (в 26,3 раза больше радиуса 71492 км самого Юпитера). [3] Это значительно больше, чем радиус орбиты - 1 070 000 км - ближайшего к нему галилеевского спутника, Ганимеда. В результате этой относительно удаленной орбиты Каллисто не участвует в резонансе среднего движения, в котором заблокированы три внутренних галилеевых спутника, и, вероятно, никогда не участвовал. [10]

Как и большинство других обычных планетных лун, вращение Каллисто синхронизировано с его орбитой. [4] Продолжительность суток Каллисто, одновременно с ее орбитальным периодом , составляет около 16,7 земных суток. Его орбита очень слабо эксцентрична и наклонена к экватору Юпитера , причем эксцентриситет и наклон меняются квазипериодически из-за солнечных и планетных гравитационных возмущений в масштабе веков. Диапазоны изменения составляют 0,0072–0,0076 и 0,20–0,60 ° соответственно. [10] Эти орбитальные изменения вызывают осевой наклон(угол между осями вращения и орбиты) варьировать от 0,4 до 1,6 °. [43]

Динамическая изоляция Каллисто означает, что он никогда не подвергался значительному воздействию приливов , что имеет важные последствия для его внутренней структуры и эволюции . [44] Его расстояние от Юпитера также означает, что поток заряженных частиц от магнитосферы Юпитера на его поверхности относительно невелик - примерно в 300 раз ниже, чем, например, на Европе . Следовательно, в отличие от других галилеевых спутников, облучение заряженными частицами оказало относительно незначительное влияние на поверхность Каллисто. [11] Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе около 0,01 бэр (0,1 мЗв.) в сутки, что более чем в десять раз превышает средний радиационный фон Земли. [45] [46]

Физические характеристики [ править ]

Состав [ править ]

Сравнение размеров Земли , Луны и Каллисто
Спектры в ближнем ИК-диапазоне темных покрытых кратерами равнин (красный) и ударной структуры Асгарда (синий), демонстрирующие присутствие большего количества водяного льда ( полосы поглощения от 1 до 2 мкм ) [47] и меньшего количества каменистого материала в Асгарде.

Средняя плотность Каллисто, 1,83 г / см 3 , [4] предлагает состав примерно равных части каменистого материала и водного льда , с некоторыми дополнительными летучими льдами , такими как аммиак . [14] Массовая доля льда составляет 49–55%. [14] [22] Точный состав горного компонента Каллисто неизвестен, но, вероятно, он близок к составу обычных хондритов типа L / LL , [14] которые характеризуются меньшим общим содержанием железа , меньшим количеством металлического железа и большим количеством оксида железа. чем H хондриты. Весовое соотношение железа и кремния в Каллисто составляет 0,9–1,3, тогда как солнечное соотношение составляет около 1: 8. [14]

Альбедо поверхности Каллисто составляет около 20%. [6] Считается, что его поверхностный состав в целом аналогичен составу в целом. Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне выявила наличие полос поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 микрометра. [6] Водяной лед, кажется, повсеместно встречается на поверхности Каллисто, его массовая доля составляет 25–50%. [15] Анализ спектров высокого разрешения, ближнего инфракрасного и УФ -диапазона, полученных с космического корабля « Галилео» и с земли, выявил различные не ледяные материалы: магний и железо.-содержащие гидратированные силикаты , [6] диоксид углерода , [48] диоксид серы , [49] и, возможно, аммиак и различные органические соединения . [15] [6] Спектральные данные показывают, что поверхность Каллисто чрезвычайно неоднородна в мелком масштабе. Небольшие яркие участки чистого водяного льда смешаны с участками смеси камня и льда и протяженными темными участками, сделанными из материала, отличного от льда. [6] [18]

Поверхность Каллистоа асимметрична: ведущее полушарие [g] темнее заднего. Это отличается от других спутников Галилея , где верно обратное. [6] Заднее полушарие [g] Каллисто, кажется, обогащено углекислым газом , тогда как ведущее полушарие содержит больше двуокиси серы . [50] Многие свежие ударные кратеры, такие как Лофн, также показывают обогащение углекислым газом. [50] В целом химический состав поверхности, особенно в темных областях, может быть близок к таковому на астероидах D-типа , [18]поверхности которых выполнены из углеродистого материала.

Внутренняя структура [ править ]

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

Изношенная поверхность Каллисто лежит на поверхности холодной, жесткой и ледяной литосферы толщиной от 80 до 150 км. [14] [22] Соленый океан 150-200 км глубина может лежать под корой , [14] [22] показано изучением магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников. [51] [52] Было обнаружено, что Каллисто реагирует на изменяющееся фоновое магнитное поле Юпитера как идеально проводящая сфера; то есть поле не может проникнуть внутрь Каллисто, что предполагает наличие внутри него слоя высокопроводящей жидкости толщиной не менее 10 км. [52]Существование океана более вероятно, если вода содержит небольшое количество аммиака или другого антифриза , до 5% по весу. [22] В этом случае толщина слоя вода + лед может достигать 250–300 км. [14] Без океана ледяная литосфера может быть несколько толще, примерно до 300 км.

Под литосферой и предполагаемым океаном внутренняя часть Каллисто не кажется ни полностью однородной, ни особенно изменчивой. Данные орбитального аппарата Galileo [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 горных пород и льда с количеством порода увеличивается с глубиной за счет частичного оседания составляющих ее частей. [14] [53] Другими словами, Каллисто можно дифференцировать только частично . Плотность и момент инерции равновесия Каллисто совместимы с существованием небольшогосиликатное ядро в центре Каллисто. Радиус любого такого ядра не может превышать 600 км, а плотность может составлять от 3,1 до 3,6 г / см 3 . [4] [14] В этом случае интерьер Каллисто будет резко контрастировать с внутренним пространством Ганимеда , который, кажется, полностью дифференцирован. [15] [54]

Однако повторный анализ данных Галилео 2011 г. предполагает, что Каллисто не находится в гидростатическом равновесии; его коэффициент S22 по гравиметрическим данным составляет аномальные 10% от его значения C22, что не согласуется с телом в гидростатическом равновесии и, таким образом, значительно увеличивает погрешности момента инерции Каллисто. Кроме того, недифференцированный Каллисто несовместим с наличием существенного внутреннего океана, как следует из магнитных данных, и для такого большого объекта, как Каллисто, было бы трудно не различить ни в какой точке. [55] В этом случае гравитационные данные могут быть более согласованными с более тщательно дифференцированным Callisto с гидратированным силикатным ядром. [56]

Особенности поверхности [ править ]

См. Также: Список геологических объектов на Каллисто.
Изображение Galileo покрытых кратерами равнин, иллюстрирующее повсеместное локальное сглаживание поверхности Каллисто.

Древняя поверхность Каллисто - одна из самых покрытых кратерами в Солнечной системе. [57] На самом деле плотность кратеров близка к насыщению : любой новый кратер будет иметь тенденцию стирать более старый. Крупномасштабная геология относительно проста; на Каллисто нет больших гор, вулканов или других эндогенных тектонических объектов. [58] Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе с соответствующими трещинами , уступами и отложениями - единственные крупные объекты, которые можно найти на поверхности. [18] [58]

Поверхность Каллисто может быть разделена на несколько геологически разных частей: изрезанные кратерами равнины, светлые равнины, яркие и темные гладкие равнины и различные единицы, связанные с определенными многокольцевыми структурами и ударными кратерами. [18] [58] Равнины, покрытые кратерами, составляют большую часть 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 отдельные участки на покрытых кратерами равнинах. [18]Считается, что эти светлые равнины представляют собой ледяные отложения. Яркий, гладкие равнины составляют небольшую часть поверхности Каллисто и находятся в хребте и корыте зон Valhalla и Asgard образований и в качестве изолированных пятен в кратерах равнин. Считалось, что они связаны с эндогенной активностью, но изображения Galileo с высоким разрешением показали, что яркие гладкие равнины коррелируют с сильно трещиноватым и узловатым ландшафтом и не показывают никаких признаков восстановления поверхности. [18] Изображения Galileo также показали небольшие, темные, гладкие области с общим покрытием менее 10 000 км 2 , которые, по-видимому, находятся в заливе [j]окружающая местность. Это возможные криовулканические отложения. [18] И светлые, и различные гладкие равнины несколько моложе и менее изрезаны кратерами, чем фоновые равнины. [18] [59]

Ударный кратер Хар с центральным куполом. Цепи из вторичных кратеров от формирования более недавнего кратера Tindr в правом верхнем углу квершлаг местности.

Видимые диаметры ударных кратеров варьируются от 0,1 км (предел, определяемый разрешением изображения) до более 100 км, не считая многокольцевых структур. [18] Небольшие кратеры диаметром менее 5 км имеют простую чашевидную или плоскую форму. Эти 5–40 км в поперечнике обычно имеют центральную вершину. Более крупные ударные объекты с диаметром в диапазоне 25–100 км имеют центральные ямы вместо пиков, такие как кратер Тиндр . [18] Самые большие кратеры диаметром более 60 км могут иметь центральные купола, которые, как полагают, являются результатом центрального тектонического подъема после удара; [18] примеры включают До и Харкратеры. Небольшое количество очень крупных (более 100 км в диаметре) ярких ударных кратеров имеют аномальную геометрию купола. Они необычно мелкие и могут быть переходной формой рельефа к многокольцевым структурам, как в случае с ударной функцией Лофн . [18] Кратеры Каллисто обычно мельче, чем на Луне .

Вояджер-1, изображение Валгаллы , многокольцевой ударной структуры диаметром 3800 км.

Самыми большими ударными элементами на поверхности Каллисто являются многокольцевые бассейны. [18] [58] Два огромных. Валгалла является самым крупным, с яркой центральной областью диаметром 600 километров и кольцами, простирающимися на 1800 километров от центра (см. Рисунок). [60] Второй по величине - Асгард , его диаметр составляет около 1600 километров. [60] Многокольцевые структуры, вероятно, возникли в результате концентрического разрушения литосферы после удара, лежащего на слое мягкого или жидкого материала, возможно, в океане. [35] Катены - например, Гомул Катена.- длинные цепочки ударных кратеров, выстроенных прямыми линиями по поверхности. Вероятно, они были созданы объектами, которые были разрушены приливом, когда они проходили близко к Юпитеру до столкновения с Каллисто, или в результате очень наклонных столкновений. [18] Историческим примером разрушения была комета Шумейкера-Леви 9 .

Как упоминалось выше, небольшие участки чистого водяного льда с альбедо до 80% находятся на поверхности Каллисто, окруженные гораздо более темным материалом. [6] Изображения высокого разрешения Galileo показали, что яркие пятна преимущественно расположены на возвышенных участках поверхности: краях кратеров , уступах , гребнях и выступах. [6] Скорее всего, это тонкие водо-инейные отложения . Темный материал обычно лежит в окружающих низинах и покрывает яркие детали и кажется гладким. Часто образует пятна размером до 5 км в днищах кратеров и в межкратерных впадинах. [6]

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

В субкилометровом масштабе поверхность Каллисто более деградирована, чем поверхности других ледяных галилеевых спутников . [6] Обычно наблюдается дефицит небольших ударных кратеров диаметром менее 1 км по сравнению, например, с темными равнинами на Ганимеде . [18] Вместо небольших кратеров почти повсеместно встречаются небольшие выступы и ямки. [6] Предполагается, что выступы представляют собой остатки кратеров кратеров, деградировавших в результате пока еще неопределенного процесса. [19] Наиболее вероятный процесс-кандидат - медленная сублимация льда, которая возможна при температуре до 165  К , достигаемой в подсолнечной точке. [6]Такая сублимация воды или других летучих веществ из грязного льда, который является коренной породой, вызывает его разложение. Нелёдные остатки образуют обломочные лавины, сходящие со склонов стенок кратера. [19] Такие лавины часто наблюдаются вблизи и внутри ударных кратеров и называются «обломками». [6] [18] [19] Иногда стены кратеров прорезаны извилистыми долинами, называемыми «оврагами», которые напоминают определенные особенности поверхности Марса . [6] Согласно гипотезе сублимации льда, низколежащий темный материал интерпретируется как покров, состоящий в основном из не ледяных обломков, которые возникли из деградированных краев кратеров и покрыли преимущественно ледяную коренную породу.

Относительный возраст различных единиц поверхности на Каллисто может быть определен по плотности ударных кратеров на них. Чем старше поверхность, тем плотнее население кратера. [61] Абсолютное датирование не проводилось, но, исходя из теоретических соображений, считается, что испещренные кратерами равнины имеют возраст ~ 4,5 миллиарда лет и относятся почти к моменту  образования Солнечной системы . Возраст многокольцевых структур и ударных кратеров зависит от выбранной скорости образования фоновых кратеров и, по оценкам разных авторов, варьируется от 1 до 4 миллиардов лет. [18] [57]

Атмосфера и ионосфера [ править ]

Наведенное магнитное поле вокруг Каллисто

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

Ионосфера Каллисто была впервые обнаружена во время пролетов Галилео ; [20] его высокая электронная плотность 7–17 × 10 4  см –3 не может быть объяснена только фотоионизацией атмосферного углекислого газа . Следовательно, есть подозрение, что в атмосфере Каллисто на самом деле преобладает молекулярный кислород (в 10–100 раз больше, чем CO
2). [9] Однако кислород еще не был обнаружен напрямую в атмосфере Каллисто. Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла (HST) установили верхний предел его возможной концентрации в атмосфере из-за отсутствия обнаружения, что все еще совместимо с ионосферными измерениями. [62] В то же время HST смог обнаружить конденсированный кислород, задержанный на поверхности Каллисто. [63]

Атомарный водород также был обнаружен в атмосфере Каллисто с помощью недавнего анализа данных космического телескопа Хаббл 2001 года. [64] Спектральные изображения, полученные 15 и 24 декабря 2001 г., были повторно исследованы, обнаружив слабый сигнал рассеянного света, указывающий на водородную корону. Наблюдаемая яркость рассеянного солнечного света в водородной короне Каллисто примерно в два раза больше, когда наблюдается ведущее полушарие. Эта асимметрия может происходить из-за разного содержания водорода как в ведущем, так и в заднем полушариях. Однако эта полушарная разница в яркости водородной короны Каллисто, вероятно, связана с исчезновением сигнала в геокороне Земли , которое больше, когда наблюдается заднее полушарие. [65]

Происхождение и эволюция [ править ]

Частичная дифференциация Каллисто (выведенная, например, по измерениям момента инерции) означает, что он никогда не был нагрет достаточно, чтобы растопить его ледяной компонент. [22] Следовательно, наиболее благоприятной моделью его образования является медленная аккреция в субтуманности Юпитера с низкой плотностью - газовом и пылевом диске, существовавшем вокруг Юпитера после его образования. [21] Такая длительная стадия аккреции позволит охлаждению в значительной степени не отставать от накопления тепла, вызванного ударами, радиоактивным распадом и сжатием, тем самым предотвращая таяние и быструю дифференциацию. [21] Допустимая шкала времени образования Каллисто находится в диапазоне 0,1–10 миллионов лет. [21]

Виды размывающихся (вверху) и в основном размытых (внизу) ледяных бугорков (высота ~ 100 м), возможно, образовавшихся в результате выброса древнего удара.

Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции определялась балансом радиоактивного нагрева, охлаждения за счет теплопроводности у поверхности и твердотельной или субсолидусной конвекции внутри. [44] Детали субсолидусной конвекции во льдах являются основным источником неопределенности в моделях всех ледяных лун . Известно, что он развивается, когда температура достаточно близка к температуре плавления , из-за температурной зависимости вязкости льда . [66]Субсолидусная конвекция в ледяных телах - это медленный процесс с движением льда порядка 1 сантиметра в год, но на самом деле это очень эффективный механизм охлаждения в долгосрочной перспективе. [66] Считается, что это происходит в так называемом режиме застойной крышки, когда жесткий, холодный внешний слой Каллисто проводит тепло без конвекции, тогда как лед под ним конвектирует в режиме субсолидуса. [22] [66] Для Каллисто внешний проводящий слой соответствует холодной и жесткой литосфере толщиной около 100 км. Его наличие могло бы объяснить отсутствие каких-либо признаков эндогенной активности на каллистоанской поверхности. [66] [67]Конвекция во внутренних частях Каллисто может быть многослойной, потому что под высоким давлением, обнаруживаемым там, водяной лед существует в различных кристаллических фазах, начиная от льда I на поверхности до льда VII в центре. [44] Раннее начало субсолидусной конвекции в недрах Каллисто могло предотвратить крупномасштабное таяние льда и любую результирующую дифференциацию , которая в противном случае сформировала бы большое скалистое ядро и ледяную мантию . Однако из-за процесса конвекции очень медленное и частичное разделение и дифференциация горных пород и льдов внутри Каллисто происходит во временных масштабах в миллиарды лет и может продолжаться по сей день.[67]

Современное понимание эволюции Каллисто допускает существование слоя или «океана» жидкой воды внутри него. Это связано с аномальным поведением температуры плавления льда I фазы, которая снижается с увеличением давления , достигая 251 К при 2070 бар (207  МПа ). [22] Во всех реалистичных моделях Каллисто температура в слое глубиной от 100 до 200 км очень близка или немного превышает эту аномальную температуру плавления. [44] [66] [67] Присутствие даже небольших количеств аммиака - около 1-2% по весу - почти гарантирует существование жидкости, потому что аммиак еще больше снизит температуру плавления. [22]

Хотя Каллисто по своим объемным свойствам очень похож на Ганимед , по-видимому, его геологическая история была намного проще . Поверхность, по-видимому, сформировалась в основном под воздействием ударов и других экзогенных сил. [18] В отличие от соседнего Ганимеда с его изрезанным рельефом, свидетельств тектонической активности мало . [15] Объяснения, которые были предложены для контрастов во внутреннем нагреве и, как следствие, дифференциации и геологической активности между Каллисто и Ганимедом, включают различия в условиях образования [68], большее приливное нагревание, испытываемое Ганимедом, [69]и более многочисленные и энергичные удары, которые мог бы получить Ганимед во время поздней тяжелой бомбардировки . [70] [71] [72] Относительно простая геологическая история Каллисто дает ученым-планетологам точку отсчета для сравнения с другими, более активными и сложными мирами. [15]

Потенциальная пригодность [ править ]

Предполагается, что в подземном океане Каллисто могла быть жизнь. Как Европа и Ганимед , а также Сатурн «ы спутников Энцелад , дион и Titan и Нептун » ы луны Тритон , [73] возможный подповерхностный океан может состоять из соленой воды .

Не исключено, что галофилы могли процветать в океане. [74] Как и в случае с Европой и Ганимедом , высказывалась идея, что в соленом океане под поверхностью Каллисто могут существовать обитаемые условия и даже внеземная микробная жизнь . [23] Однако условия окружающей среды, необходимые для жизни, кажутся на Каллисто менее благоприятными, чем на Европе. Основные причины - отсутствие контакта с каменистым материалом и меньший тепловой поток изнутри Каллисто. [23] Ученый Торренс Джонсон сказал следующее о сравнении шансов жизни на Каллисто с шансами на других.Галилеевы луны : [74]

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

На основании вышеупомянутых соображений и других научных наблюдений считается, что из всех спутников Юпитера Европа имеет наибольшие шансы поддерживать микробную жизнь . [23] [75]

Исследование [ править ]

В Pioneer 10 и Pioneer 11 Jupiter встречи в начале 1970 - х годов способствовали мало новой информации о Каллисто по сравнению с тем, что уже было известно из наблюдений Земли на основе. [6] Настоящий прорыв произошел позже, когда в 1979 году совершили пролеты « Вояджер-1» и « Вояджер-2» . Они получили изображения более половины поверхности Каллистоа с разрешением 1–2 км и точно измерили ее температуру, массу и форму. [6] Второй раунд исследований длился с 1994 по 2003 год, когда космический корабль « Галилео» восемь раз сблизился с Каллисто, последний пролет на орбите С30 в 2001 году приблизился к поверхности на 138 км. GalileoОрбитальный аппарат завершил глобальную съемку поверхности и доставил несколько снимков с разрешением до 15 метров выбранных областей Каллисто. [18] В 2000 году космический корабль « Кассини» на пути к Сатурну получил высококачественные инфракрасные спектры спутников Галилея, включая Каллисто. [48] В феврале – марте 2007 г. зонд « Новые горизонты» на пути к Плутону получил новые изображения и спектры Каллисто. [76]

Следующая плановая миссия к Юпитеру системы является Европейское космическое агентство «s Jupiter Icy Moon Проводник (СОК), в связи с запуском в 2022 г. [77] Несколько близких облета Каллисто запланированы в ходе миссии. [77]

Старые предложения [ править ]

Ранее предложенный для запуска в 2020 году, Jupiter System Mission Europa (EJSM) был совместным NASA / ESA предложение по исследованию Юпитера лун «s. В феврале 2009 года было объявлено, что ЕКА / НАСА отдали приоритет этой миссии перед полетом системы Титан Сатурн . [78] В то время вклад ESA все еще сталкивался с конкуренцией за финансирование со стороны других проектов ESA. [79] EJSM состоял из управляемого НАСА орбитального аппарата "Юпитер-Европа" , управляемого ЕКА " Юпитер-Ганимед" и, возможно, управляемого JAXA магнитосферного орбитального аппарата "Юпитер" .

Возможная гуманизация [ править ]

Впечатление художника от базы по Каллисто [80]

В 2003 году НАСА провело концептуальное исследование под названием « Исследование внешних планет» (HOPE), касающееся будущего исследования человеком внешней части Солнечной системы . Целью, выбранной для подробного рассмотрения, была Каллисто. [24] [81]

Исследование предложило возможную наземную базу на Каллисто, которая будет производить ракетное топливо для дальнейшего исследования Солнечной системы. [80] Преимущества базы на Каллисто включают низкий уровень радиации (из-за удаленности от Юпитера) и геологическую стабильность. Такая база могла бы облегчить удаленное исследование Европы или стать идеальным местом для маршрутной станции системы Юпитера, обслуживающей космические корабли, направляющиеся дальше во внешнюю Солнечную систему, используя гравитационную помощь от близкого пролета Юпитера после отбытия Каллисто. [24]

В декабре 2003 года НАСА сообщило, что пилотируемая миссия на Каллисто может быть возможна в 2040-х годах. [82]

См. Также [ править ]

  • Бывшая классификация планет
  • Спутники Юпитера в художественной литературе
  • Список кратеров на Каллисто
  • Список геологических объектов на Каллисто
  • Список естественных спутников

Заметки [ править ]

  1. ^ Перицентр является производным от полуосью ( в ) и эксцентриситета ( е ):.
  2. ^ Апоцентр является производным от полуосью ( в ) и эксцентриситета ( е ):.
  3. ^ Площадь поверхности происходит от радиуса ( г ):.
  4. ^ Объемполученный от радиуса ( г ):.
  5. ^ Поверхностная сила тяжести происходит от массы ( м ), то постоянная тяготения ( G ) и радиус ( г ):.
  6. ^ Скорость побег происходит от массы ( м ), то постоянная тяготения ( G ) и радиус ( г ):.
  7. ^ a b Ведущее полушарие - это полусфера, обращенная в направлении орбитального движения; заднее полушарие обращено в обратном направлении.
  8. ^ Под безразмерным моментом инерции подразумевается, где I - момент инерции, m - масса, а r - максимальный радиус. Это 0,4 для однородного сферического тела, но меньше 0,4, если плотность увеличивается с глубиной.
  9. ^ В случае ледяных спутников палимпсесты определяются как яркие круглые элементы поверхности, вероятно, старые ударные кратеры [18]
  10. ^ Чтобы запирать средствачтобы закрыть вход, или укрытие, как в бухте.

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b Галилей Г. (13 марта 1610 г.). Сидерей Нунций .
  2. ^ "Каллисто" . Lexico UK Dictionary . Издательство Оксфордского университета .
  3. ^ a b c d e f "Средние орбитальные параметры планетарных спутников" . Лаборатория реактивного движения, Калифорнийский технологический институт.
  4. ^ Б с д е е г ч я Андерсон, JD; Якобсон, РА; McElrath, TP; Мур, ВБ; Schubert, G .; Томас, ПК (2001). «Форма, средний радиус, гравитационное поле и внутреннее строение Каллисто». Икар . 153 (1): 157–161. Bibcode : 2001Icar..153..157A . DOI : 10.1006 / icar.2001.6664 . S2CID 120591546 . 
  5. ^ Шуберт, G .; Андерсон, JD; Spohn, T .; Маккиннон, ВБ (2004). «Внутренняя композиция, структура и динамика спутников Галилеи» . In Bagenal, F .; Даулинг, Т. Э .; Маккиннон, ВБ (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. С. 281–306. ISBN 978-0521035453. OCLC  54081598 .
  6. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Мур, Джеффри М .; Chapman, Clark R .; Bierhaus, Edward B .; и другие. (2004). "Каллисто" (PDF) . In Bagenal, F .; Даулинг, Т. Э .; Маккиннон, ВБ (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера . Издательство Кембриджского университета.
  7. ^ "Классические спутники Солнечной системы" . Обсерватория АРВАЛ. Архивировано из оригинала 9 июля 2011 года . Проверено 13 июля 2007 года .
  8. ^ a b c d e Карлсон, RW; и другие. (1999). "Тонкая атмосфера углекислого газа на Луне Юпитера Каллисто" (PDF) . Наука . 283 (5403): 820–821. Bibcode : 1999Sci ... 283..820C . CiteSeerX 10.1.1.620.9273 . DOI : 10.1126 / science.283.5403.820 . PMID 9933159 .   
  9. ^ а б в Лян, MC; Пер., БФ; Паппалардо, РТ; и другие. (2005). «Атмосфера Каллисто» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 110 (E2): E02003. Bibcode : 2005JGRE..11002003L . DOI : 10.1029 / 2004JE002322 . Архивировано из оригинального (PDF) 12 декабря 2011 года.
  10. ^ a b c Мусотто, Сюзанна; Варади, Ференц; Мур, Уильям; Шуберт, Джеральд (2002). «Численное моделирование орбит галилеевых спутников». Икар . 159 (2): 500–504. Bibcode : 2002Icar..159..500M . DOI : 10.1006 / icar.2002.6939 .
  11. ^ а б Купер, Джон Ф .; Джонсон, Роберт Э .; Mauk, Barry H .; Гаррет, Гарри Х .; Герельс, Нил (2001). "Энергичное ионное и электронное облучение ледяных галилеевых спутников" (PDF) . Икар . 139 (1): 133–159. Bibcode : 2001Icar..149..133C . DOI : 10.1006 / icar.2000.6498 . Архивировано из оригинального (PDF) 16 января 2012 года . Проверено 25 октября 2011 года .
  12. ^ "Изучение Юпитера - ДЖИМО - Орбитальный аппарат Ледяных Лун Юпитера - Луна Каллисто" . Space Today Online.
  13. ^ a b Чанг, Кеннет (12 марта 2015 г.). «Вдруг, кажется, вода повсюду в Солнечной системе» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 12 марта 2015 года .
  14. ^ Б с д е е г ч я J Кускова, OL; Кронрод, В.А. (2005). «Внутреннее устройство Европы и Каллисто». Икар . 177 (2): 550–369. Bibcode : 2005Icar..177..550K . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.04.014 .
  15. ^ Б с д е е шоумен, AP; Мальхотра, Р. (1 октября 1999 г.). «Галилеевы спутники». Наука . 286 (5437): 77–84. DOI : 10.1126 / science.286.5437.77 . PMID 10506564 . S2CID 9492520 .  
  16. ^ "Каллисто - Обзор - Планеты - Исследование Солнечной системы НАСА" . НАСА Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинального 28 марта 2014 года.
  17. ^ Glenday, Крэйг (2013). Книга рекордов Гиннеса 2014 . Книга рекордов Гиннеса. п. 187 . ISBN 978-1-908843-15-9.
  18. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v Greeley, R .; Klemaszewski, JE; Вагнер, Л .; и другие. (2000). «Взгляды Галилея на геологию Каллисто». Планетарная и космическая наука . 48 (9): 829–853. Bibcode : 2000P & SS ... 48..829G . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (00) 00050-7 .
  19. ^ a b c d e Мур, Джеффри М .; Асфауг, Эрик; Моррисон, Дэвид; Спенсер, Джон Р .; Chapman, Clark R .; Bierhaus, Beau; Салливан, Роберт Дж .; Чуанг, Фрэнк С.; Клемашевски, Джеймс Э .; Грили, Рональд; Бендер, Келли С .; Geissler, Paul E .; Гельфенштейн, Пол; Пилчер, Карл Б. (1999). «Массовое движение и деградация рельефа на ледяных галилеевых спутниках: результаты номинальной миссии Галилео» . Икар . 140 (2): 294–312. Bibcode : 1999Icar..140..294M . DOI : 10.1006 / icar.1999.6132 .
  20. ^ а б Клиоре, AJ; Anabtawi, A .; Herrera, RG; и другие. (2002). «Ионосфера Каллисто из радиозатменных наблюдений Галилео» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 107 (A11): 1407. Bibcode : 2002JGRA.107kSIA19K . DOI : 10.1029 / 2002JA009365 . ЛВП : 2027,42 / 95670 .
  21. ^ a b c d Кэнап, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF) . Астрономический журнал . 124 (6): 3404–3423. Bibcode : 2002AJ .... 124.3404C . DOI : 10.1086 / 344684 .
  22. ^ a b c d e f g h я Spohn, T .; Шуберт, Г. (2003). "Океаны в ледяных галилейских спутниках Юпитера?" (PDF) . Икар . 161 (2): 456–467. Bibcode : 2003Icar..161..456S . DOI : 10.1016 / S0019-1035 (02) 00048-9 .
  23. ^ a b c d Lipps, Jere H .; Делори, Грегори; Питман, Джо; и другие. (2004). Гувер, Ричард Б; Левин, Гилберт V; Розанов Алексей Юрьевич (ред.). "Астробиология ледяных спутников Юпитера" (PDF) . Proc. ШПИОН . Инструменты, методы и задачи астробиологии VIII. 5555 : 10. Bibcode : 2004SPIE.5555 ... 78L . DOI : 10.1117 / 12.560356 . Архивировано из оригинального (PDF) 20 августа 2008 года.
  24. ^ a b c Траутман, Пэт; Бетке, Кристен (2003). "Революционные концепции исследования внешних планет человеком (НАДЕЖДА)" (PDF) . НАСА. Архивировано из оригинального (PDF) 19 января 2012 года.
  25. ^ а б «Спутники Юпитера» . Проект Галилео . Проверено 31 июля 2007 года .
  26. Перейти ↑ Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici .
  27. ↑ Мариус, Симон (1614). Mundus Iovialis: anno MDCIX detectus ope perspicilli Belgici, hoc est, quatuor Jovialium planetarum, cum theoria, tum tabulæ . Нюрнберг: Sumptibus и Typis Iohannis Lauri. п. B2, лицевая и оборотная стороны (изображения 35 и 36), с опечаткой на последней странице (изображение 78) . Проверено 30 июня 2020 .
  28. ^ Барнард, EE (1892). «Открытие и наблюдение пятого спутника Юпитера». Астрономический журнал . 12 : 81–85. Bibcode : 1892AJ ..... 12 ... 81В . DOI : 10.1086 / 101715 .
  29. ↑ Чертополох , январь 1903 г., т. Я не. 2, стр. 4
  30. ↑ Э. Алан Робертс (2013) Мужество невинности: (Дева Филеросская) , стр. 191
  31. ^ Джордж Стюарт (1882) Эклоги, Георгики и Моретум Вергилия , стр. 271
  32. ^ Ино . Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту Персей .
  33. ^ Ной Вебстер (1832) Словарь английского языка
  34. ^ Арго . Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту Персей .
  35. ^ a b Klemaszewski, JA; Грили, Р. (2001). "Геологические свидетельства океана на Каллисто" (PDF) . Луна и планетология XXXI. п. 1818 г.
  36. ↑ Стивен Крофт (1985) «Рябные кольцевые бассейны на Ганимеде и Каллисто», [там же] стр. 206
  37. ↑ Дэвид М. Харланд (2000) « Одиссея Юпитера: история миссии Галилео» НАСА , стр. 165
  38. ^ Родительный падеж Callistūs или Callistōnis . Каллисто . Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь по проекту Персей .
  39. ^ Monthly Notices Королевского астрономического общества , V.71, 1911
  40. ^ П. Леонарди (1982), Геологические результаты двадцатилетних космических предприятий: спутники Юпитера и Сатурна, в Geologica romana, стр. 468.
  41. ^ Пьер Томас и Филипп Мейсон (1985) "Тектоника структуры Вахаллы на Каллисто", отчеты программы по геологии и геофизике планет - 1984 , Технический меморандум НАСА 87563, стр. 535
  42. ^ Жан-Пьер Бург и Мэри Форд (1997) Орогенез во времени , стр. 55
  43. ^ Счета, Брюс Г. (2005). «Свободные и вынужденные наклоны галилеевых спутников Юпитера» . Икар . 175 (1): 233–247. Bibcode : 2005Icar..175..233B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.10.028 .
  44. ^ а б в г Фримен, Дж. (2006). «Неньютоновская застойная конвекция крышки и тепловая эволюция Ганимеда и Каллисто» (PDF) . Планетарная и космическая наука . 54 (1): 2–14. Bibcode : 2006P & SS ... 54 .... 2F . DOI : 10.1016 / j.pss.2005.10.003 . Архивировано из оригинального (PDF) 24 августа 2007 года.
  45. ^ Научный комитет ООН по действию атомной радиации . Нью-Йорк: Организация Объединенных Наций. 2008. с. 4. ISBN 978-92-1-142274-0.
  46. ↑ Фредерик А. Рингвальд (29 февраля 2000 г.). «SPS 1020 (Введение в космические науки)» . Калифорнийский государственный университет, Фресно. Архивировано из оригинала 25 июля 2008 года . Проверено 4 июля 2009 года .
  47. Перейти ↑ Clark, RN (10 апреля 1981 г.). «Водяной иней и лед: спектральный коэффициент отражения в ближней инфракрасной области 0,65–2,5 мкм» . Журнал геофизических исследований . 86 (B4): 3087–3096. Bibcode : 1981JGR .... 86.3087C . DOI : 10.1029 / JB086iB04p03087 . Проверено 3 марта 2010 года .
  48. ^ a b Браун, RH; Baines, KH; Беллуччи, G .; Bibring, JP; Buratti, BJ; Capaccioni, F .; Cerroni, P .; Кларк, RN; Coradini, A .; Cruikshank, DP; Drossart, P .; Formisano, V .; Jaumann, R .; Langevin, Y .; Matson, DL; МакКорд, ТБ; Mennella, V .; Нельсон, РМ; Николсон, PD; Sicardy, B .; Сотин, Ц .; Amici, S .; Чемберлен, Массачусетс; Filacchione, G .; Hansen, G .; Hibbitts, K .; Шоуолтер, М. (2003). «Наблюдения с помощью визуального и инфракрасного картографического спектрометра (VIMS) во время пролета Кассини над Юпитером». Икар . 164 (2): 461–470. Bibcode : 2003Icar..164..461B . DOI : 10.1016 / S0019-1035 (03) 00134-9 .
  49. Перейти ↑ Noll, KS (1996). «Обнаружение SO 2 на Каллисто с помощью космического телескопа Хаббла» (PDF) . Луна и планетология XXXI. п. 1852. Архивировано из оригинального (PDF) 4 июня 2016 года . Проверено 25 июля 2007 года .
  50. ^ а б Хиббитс, Калифорния; МакКорд, ТБ; Хансен, Великобритания (1998). «Распределение CO 2 и SO 2 на поверхности Каллисто» (PDF) . Луна и планетология XXXI. п. 1908. Архивировано из оригинального (PDF) 4 июня 2016 года . Проверено 10 июля 2007 года .
  51. ^ Хурана, KK; Кивельсон, MG; Стивенсон, диджей; Schubert, G .; Рассел, Коннектикут; Уокер, Р.Дж.; Полански, К. (1998). «Индуцированные магнитные поля как свидетельство существования подповерхностных океанов в Европе и Каллисто» (PDF) . Природа . 395 (6704): 777–780. Bibcode : 1998Natur.395..777K . DOI : 10.1038 / 27394 . PMID 9796812 .  
  52. ^ a b Zimmer, C .; Хурана, KK; Кивельсон, Маргарет Г. (2000). «Подповерхностные океаны Европы и Каллисто: ограничения, полученные при наблюдениях на магнитометре Галилео» (PDF) . Икар . 147 (2): 329–347. Bibcode : 2000Icar..147..329Z . CiteSeerX 10.1.1.366.7700 . DOI : 10.1006 / icar.2000.6456 .  
  53. ^ Андерсон, JD; Schubert, G .; Якобсон, РА; Lau, EL; Мур, ВБ; Сьо Грен, WL (1998). «Распространение горных пород, металлов и льда в Каллисто» (PDF) . Наука . 280 (5369): 1573–1576. Bibcode : 1998Sci ... 280.1573A . DOI : 10.1126 / science.280.5369.1573 . PMID 9616114 . Архивировано из оригинального (PDF) 26 сентября 2007 года.  
  54. ^ Sohl, F .; Spohn, T .; Breuer, D .; Нагель, К. (2002). «Последствия наблюдений Галилея на внутреннюю структуру и химию спутников Галилея». Икар . 157 (1): 104–119. Bibcode : 2002Icar..157..104S . DOI : 10.1006 / icar.2002.6828 .
  55. ^ Monteux, J .; Tobie, G .; Choblet, G .; Ле Февр, М. (2014). "Могут ли большие ледяные спутники срастаться неразличимо?" (PDF) . Икар . 237 : 377–387. Bibcode : 2014Icar..237..377M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.04.041 .
  56. ^ Кастильо-Rogez, JC; и другие. (2011). «Насколько отличается Каллисто» (PDF) . 42-я Конференция по изучению Луны и планет : 2580 . Дата обращения 2 января 2020 .
  57. ^ a b Zahnle, K .; Dones, L .; Левисон, Гарольд Ф. (1998). "Скорость образования кратеров на спутниках Галилея" (PDF) . Икар . 136 (2): 202–222. Bibcode : 1998Icar..136..202Z . DOI : 10.1006 / icar.1998.6015 . PMID 11878353 . Архивировано из оригинального (PDF) 27 февраля 2008 года.  
  58. ^ a b c d Бендер, KC; Райс, JW; Wilhelms, DE; Грили Р. (1997). «Геологическая карта Каллисто» . Тезисы докладов 25-й конференции по изучению луны и планет . 25 : 91. Bibcode : 1994LPI .... 25 ... 91B . Архивировано из оригинала 24 января 2015 года . Проверено 28 августа 2017 года .
  59. ^ Вагнер, Р .; Neukum, G .; Грили, Р. и другие. (12–16 марта 2001 г.). Переломы, рубцы и линеаменты на Каллисто и их корреляция с деградацией поверхности (PDF) . 32-я ежегодная конференция по изучению луны и планет .
  60. ^ a b Управляемая фотомозаичная карта Callisto JC 15M CMN (карта) (изд. 2002 г.). Геологическая служба США.
  61. ^ Чепмен, CR; Merline, WJ; Bierhaus, B .; и другие. (1997). «Популяции малых кратеров на Европе, Ганимеде и Каллисто: первые результаты визуализации системы Галилео» (PDF) . Луна и планетология XXXI. п. 1221.
  62. ^ Strobel, Даррелл Ф .; Саур, Иоахим; Фельдман, Пол Д .; и другие. (2002). "Космический телескоп Хаббла. Спектрограф изображения космического телескопа Поиск атмосферы на Каллисто: Юпитерианский униполярный индуктор" . Астрофизический журнал . 581 (1): L51 – L54. Bibcode : 2002ApJ ... 581L..51S . DOI : 10.1086 / 345803 .
  63. ^ Спенсер, Джон Р .; Кальвин, Венди М. (2002). «Конденсированный O2 на Европе и Каллисто» (PDF) . Астрономический журнал . 124 (6): 3400–3403. Bibcode : 2002AJ .... 124.3400S . DOI : 10.1086 / 344307 .
  64. ^ Рот, Лоренц; и другие. (27 мая 2017 г.). «Обнаружение водородной короны в Каллисто». Журнал геофизических исследований: планеты . 122 (5): 1046–1055. Bibcode : 2017JGRE..122.1046R . DOI : 10.1002 / 2017JE005294 .
  65. ^ Альдай, Хуан; Рот, Лоренц; Ивченко, Николай; Ретерфорд, Курт Д.; Беккер, Трейси М; Молинье, Филиппа; Саур, Иоахим (15 ноября 2017 г.). «Новые ограничения на водородную корону Ганимеда: анализ выбросов Лаймана-α, наблюдаемых HST / STIS в период с 1998 по 2014 год». Планетарная и космическая наука . 148 : 35–44. Bibcode : 2017P & SS..148 ... 35A . DOI : 10.1016 / j.pss.2017.10.006 . ISSN 0032-0633 . 
  66. ^ a b c d e Маккиннон, Уильям Б. (2006). «О конвекции в оболочках льда I внешних тел Солнечной системы, с подробным приложением к Каллисто». Икар . 183 (2): 435–450. Bibcode : 2006Icar..183..435M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.03.004 .
  67. ^ a b c Нагель, Ка; Breuer, D .; Спон, Т. (2004). «Модель внутренней структуры, эволюции и дифференциации Каллисто». Икар . 169 (2): 402–412. Bibcode : 2004Icar..169..402N . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.12.019 .
  68. ^ Барр, AC; Кануп, РМ (3 августа 2008 г.). «Ограничения на образование спутников газовых гигантов из внутренних состояний частично дифференцированных спутников». Икар . 198 (1): 163–177. Bibcode : 2008Icar..198..163B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.07.004 .
  69. ^ Шоумен, AP; Мальхотра, Р. (март 1997 г.). «Приливная эволюция в резонанс Лапласа и всплытие Ганимеда». Икар . 127 (1): 93–111. Bibcode : 1997Icar..127 ... 93S . DOI : 10.1006 / icar.1996.5669 . S2CID 55790129 . 
  70. Перейти ↑ Baldwin, E. (25 января 2010 г.). «Удары кометы объясняют дихотомию Ганимеда-Каллисто» . Астрономия сейчас . Проверено 1 марта 2010 года .
  71. ^ Барр, AC; Кануп, РМ (март 2010 г.). Происхождение дихотомии Ганимед / Каллисто в результате ударов во время поздней тяжелой бомбардировки внешней части Солнечной системы (PDF) . 41-я Конференция по изучению луны и планет (2010 г.) . Хьюстон . Проверено 1 марта 2010 года .
  72. ^ Барр, AC; Кануп, РМ (24 января 2010 г.). «Происхождение дихотомии Ганимеда-Каллисто в результате ударов во время поздней тяжелой бомбардировки» (PDF) . Природа Геонауки . 3 (март 2010 г.): 164–167. Bibcode : 2010NatGe ... 3..164B . DOI : 10.1038 / NGEO746 .
  73. ^ Ниммо, Фрэнсис (15 января 2015). «Обеспечение недавней геологической активности Тритона наклонными приливами: последствия для геологии Плутона» (PDF) . Икар . 246 : 2–10. Bibcode : 2015Icar..246 .... 2N . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.01.044 .
  74. ^ a b Филлипс, Тони (23 октября 1998 г.). «Каллисто производит большой фурор» . НАСА . Проверено 15 августа 2015 года .
  75. ^ Франсуа Raulin (2005). «Экзоастробиологические аспекты Европы и Титана: от наблюдений к предположениям». Обзоры космической науки . 116 (1–2): 471–487. Bibcode : 2005SSRv..116..471R . DOI : 10.1007 / s11214-005-1967-х . S2CID 121543884 . 
  76. ^ Морринг, Ф. (7 мая 2007 г.). «Вождь кольца» . Авиационная неделя и космические технологии : 80–83.
  77. ^ a b Амос, Джонатан (2 мая 2012 г.). «Esa выбирает для Юпитера зонд для сока на 1 миллиард евро» . BBC News Online . Проверено 2 мая 2012 года .
  78. ↑ Ринкон, Пол (20 февраля 2009 г.). «Юпитер в прицелах космических агентств» . BBC News . Проверено 20 февраля 2009 года .
  79. ^ «Предложения Cosmic Vision 2015–2025» . ЕКА. 21 июля 2007 . Проверено 20 февраля 2009 года .
  80. ^ a b "Видение космических исследований" (PDF) . НАСА . 2004 г.
  81. ^ Траутман, Патрик А .; Бетке, Кристен; Стиллваген, Фред; Колдуэлл, Даррелл Л. мл .; Манви, Рам; Стрикленд, Крис; Кризан, Шон А. (28 января 2003 г.). "Революционные концепции исследования внешних планет человеком (НАДЕЖДА)". Материалы конференции AIP . 654 : 821–828. Bibcode : 2003AIPC..654..821T . DOI : 10.1063 / 1.1541373 . ЛВП : 2060/20030063128 .
  82. ^ "Ядерно-электрическая силовая установка MPD большой мощности (NEP) для миссий HOPE с искусственной гравитацией на Каллисто" (PDF) . НАСА . 2003. Архивировано из оригинала (PDF) на 2 июля 2012 года . Проверено 25 июня 2009 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Профиль Каллисто на сайте НАСА по исследованию Солнечной системы
  • Пейдж Каллисто в Девяти планетах
  • Страница Каллисто в Видах Солнечной системы
  • База данных кратера Каллисто от Лунно-планетарного института
  • Изображения Каллисто в планетарном фотожурнале JPL
  • Видео о вращении Каллисто от Национального управления океанических и атмосферных исследований.
  • Карта Каллисто с названиями объектов из Planetary Photojournal
  • Callisto номенклатура и карта Callisto с названием компонентов из Геологической службы США планетарной страницы номенклатурной
  • 3D-изображения Пола Шенка и видео с пролета Каллисто и других спутников Солнечной системы.
  • Google Callisto 3D , интерактивная карта луны