Каллисто (луна) - Википедия - Callisto (moon)

Для использования в других целях см. Каллисто.
Не путать с Калипсо (луна) Сатурна.

Каллисто
Callisto.jpg
Анти-Юпитерианское полушарие Каллисто, полученное НАСА в 2001 г. Галилео космический корабль. Рельеф сильно изрезан кратерами. Большой структура удара Асгард находится на конечности справа вверху. Видный кратер с лучами внизу и справа от центра Отруби.
Открытие
ОбнаружилГалилео Галилей
Дата открытия7 января 1610 г.[1]
Обозначения
Произношение/kəˈлɪsтoʊ/[2]
Названный в честь
Καλλιστώ Каллисто
Юпитер IV
ПрилагательныеКаллистоан /kæлɪˈsтoʊəп/
и Т. Д. (см. текст)
Орбитальные характеристики
Периапсис1869000 км[а]
Апоапсис1897000 км[b]
1882700 км[3]
Эксцентриситет0.0074[3]
16.6890184 d[3]
8.204 км / с
Наклон2,017 ° (до эклиптика )
0,192 ° (к местному Плоскости Лапласа )[3]
СпутникЮпитер
ГруппаГалилейская луна
Физические характеристики
Средний радиус
2410.3±1.5 км (0,378 Земли)[4]
7.30×107 км2 (0,143 Земли)[c]
Объем5.9×1010 км3 (0,0541 Земли)[d]
Масса(1.075938±0.000137)×1023 кг (0,018 Земли)[4]
Иметь в виду плотность
1.8344±0,0034 г / см3[4]
1.235 РС2 (0.126 грамм )[e]
0.3549±0.0042[5]
2.440 км / с[f]
синхронный[4]
нуль[4]
Альбедо0,22 (геометрический)[6]
Поверхность темп.миниметь в видуМаксимум
K[6]80±5134±11165±5
5.65 (оппозиция )[7]
Атмосфера
Поверхность давление
0,75 мкПа (7,40×10−12 атм)[8]
Состав по объему≈ 4×108 молекул / см3 углекислый газ;[8]
вплоть до 2×1010 молекул / см3 молекулярный кислород (O2)[9]

Каллисто /kəˈлɪsтoʊ/, или же Юпитер IV, является вторым по величине луна Юпитера, после Ганимед. Это третья по величине луна в Солнечная система после Ганимеда и Сатурн самая большая луна Титан, и самый большой объект в Солнечной системе, который может быть неправильно дифференцированный. Каллисто был открыт в 1610 г. Галилео Галилей. В 4821 км в диаметре Каллисто составляет около 99% диаметра планеты Меркурий но только около трети его массы. Это четвертый Галилейская луна из Юпитер по расстоянию, с радиусом орбиты около 1883000 км.[3] Это не в орбитальный резонанс как и три других галилеевых спутника -Ио, Европа, и Ганимед - и поэтому не заметно приливно нагретый.[10] Вращение Каллисто приливно заблокирован на свою орбиту вокруг Юпитера, так что одно и то же полушарие всегда обращено внутрь. Из-за этого на поверхности Каллисто есть суб-юпитерианская точка, от которой Юпитер, кажется, висит прямо над головой. Он меньше подвержен влиянию Юпитера. магнитосфера чем другой внутренние спутники из-за своей более удаленной орбиты, расположенной недалеко от главного радиационного пояса Юпитера.[11][12]

Каллисто состоит из примерно равных количеств камень и льды, с плотность около 1,83 г / см3, самая низкая плотность и поверхностная гравитация среди больших спутников Юпитера. Обнаружены соединения спектроскопически на поверхности включают ледяная вода,[13] углекислый газ, силикаты, и органические соединения. Расследование Галилео космический корабль показал, что Каллисто может иметь небольшой силикат основной и, возможно, подземный океан жидкости воды[13] на глубинах более 100 км.[14][15]

Поверхность Каллисто - самая старая и наиболее прочная. покрытый кратерами в Солнечной системе.[16] Его поверхность полностью покрыта ударными кратерами.[17] Он не показывает подписи подповерхностный такие процессы как тектоника плит или же вулканизм, без каких-либо признаков того, что геологическая активность вообще когда-либо имела место и, как полагают, развивалась преимущественно под влиянием удары.[18] Выдающиеся особенности поверхности включают: многокольцевые конструкции, различной формы ударные кратеры, и цепочки кратеров (катены) и связанные уступы, гряды и отложения.[18] В небольшом масштабе поверхность разнообразна и состоит из небольших блестящих инея. депозиты на кончиках высоких пятен, окруженные низко лежащим гладким покрывалом из темного материала.[6] Считается, что это результат сублимация -приводимая деградация малых формы рельефа, что подтверждается общим дефицитом мелких ударных кратеров и наличием множества небольших выпуклостей, считающихся их остатками.[19] Абсолютный возраст форм рельефа неизвестен.

Каллисто окружена чрезвычайно тонкой атмосфера состоит из углекислый газ[8] и вероятно молекулярный кислород,[9] а также довольно интенсивным ионосфера.[20] Считается, что Каллисто образовалась медленным нарастание из диска газа и пыли, окружавшего Юпитер после его образования.[21] Постепенное приращение Каллисто и отсутствие приливного нагрева означало, что для быстрого дифференциация. Медленный конвекция внутри Каллисто, которое началось вскоре после образования, привело к частичной дифференциации и, возможно, к образованию подповерхностного океана на глубине 100–150 км и небольшого скалистого основной.[22]

Вероятное присутствие океана внутри Каллисто оставляет возможность того, что он может укрывать жизнь. Однако условия считаются менее благоприятными, чем на близлежащих Европа.[23] Различные космические зонды от Пионеры 10 и 11 к Галилео и Кассини изучили Каллисто. Из-за его низкого радиация Уровни Каллисто долгое время считались наиболее подходящим местом для человеческой базы для будущего исследования системы Юпитера.[24]

История

Открытие

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

Имя

Каллисто названа в честь одного из Зевс много любовников в Греческая мифология. Каллисто была нимфой (или, по некоторым данным, дочерью Ликаон ), которая была связана с богиней охоты, Артемида.[25] Название было предложено Симон Мариус вскоре после открытия Каллисто.[26] Мариус приписал это предложение Иоганн Кеплер.[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 имена Галилеевы спутники впали в немилость в течение значительного времени и не возродились 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 Καλλιστῴ Каллистцы это Καλλιστῴος Каллисти-ос, от которого можно ожидать латинского Каллистиус и английский * Callistóian, параллельный Sapphóian для Sapph[29] и Летоян для Lēt.[30] Тем не менее индекс йоты в таких греческих именах часто опускается (ср. Иноан[31] из Īnōᵢ[32] и Аргоан[33] из Арго[34]), да и аналогичный вид Каллистоан находится.[35][36][37]У Вергилия второй косой стержень появляется на латыни: Callistōn-,[38] но соответствующий Каллистониан редко появляется на английском языке.[39] Также можно увидеть для этого случая формы, такие как Каллистан,[19] Каллистиан[40] и Каллистов.[41][42]

Орбита и вращение

Галилеевы спутники вокруг Юпитера   Юпитер ·   Ио ·   Европа ·   Ганимед ·   Каллисто
Каллисто (внизу слева), Юпитер (вверху справа) и Европа (внизу и слева от Юпитера). Большое красное пятно ) глазами 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 нам галилеевского спутника Ганимеда. В результате этой относительно удаленной орбиты Каллисто не участвует в резонанс среднего движения - в котором заблокированы три внутренних галилеевых спутника - и, вероятно, никогда не было.[10]

Как и большинство других обычных планетных лун, вращение Каллисто заблокировано. синхронный со своей орбитой.[4] Продолжительность дня Каллисто и одновременно ее орбитальный период, составляет около 16,7 земных суток. Его орбита очень немного эксцентрична и наклонена к юпитерианцу. экватор, с эксцентриситет и склонность изменение квазипериодически из-за солнечных и планетных гравитационных возмущений в масштабе веков. Диапазоны изменения соответственно составляют 0,0072–0,0076 и 0,20–0,60 °.[10] Эти орбитальные вариации 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 был заметно приливно нагретый, что имеет важные последствия для его внутренней структуры и эволюция.[44] Его расстояние от Юпитера также означает, что заряженная частица поток из Юпитера магнитосфера у его поверхности относительно невысокая - примерно в 300 раз ниже, чем, например, у Европа. Следовательно, в отличие от других галилеевых спутников, заряженные частицы облучение оказал относительно незначительное влияние на поверхность Каллисто.[11] Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе около 0,01 rem (0.1 мЗв ) в сутки, что более чем в десять раз превышает средний радиационный фон Земли.[45][46]

Физические характеристики

Сочинение

Сравнение размеров земной шар, Луна и Каллисто
Спектры ближнего ИК-диапазона темных кратеров равнины (красные) и Ударная конструкция Асгарда (синий), показывая наличие большего количества водяного льда (полосы поглощения от 1 до 2 мкм )[47] и менее каменистый материал в Асгарде.

Среднее плотность Каллисто, 1,83 г / см3,[4] предполагает состав примерно равных частей скального материала и ледяная вода, с некоторыми дополнительными летучими льдами, такими как аммиак.[14] Массовая доля льда 49–55%.[14][22] Точный состав Каллисто камень компонент не известен, но, вероятно, близок к составу типа L / LL обыкновенные хондриты,[14] которые характеризуются менее полным утюг, меньше металлического железа и многое другое оксид железа чем H хондриты. Весовое соотношение железа к кремний составляет 0,9–1,3 в Callisto, тогда как солнечный коэффициент составляет около 1: 8.[14]

Поверхность Каллисто имеет альбедо около 20%.[6] Считается, что его поверхностный состав в целом аналогичен его составу в целом. Ближний инфракрасный спектроскопия обнаружил наличие водяного льда полосы поглощения на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 мкм.[6] Водяной лед, кажется, повсеместно встречается на поверхности Каллисто с массовой долей 25–50%.[15] Анализ высокого разрешения, ближний инфракрасный и УФ спектры полученный Галилео космический корабль и с земли обнаружил различные неледные материалы: магний - и утюг -носитель гидратированный силикаты,[6] углекислый газ,[48] диоксид серы,[49] и возможно аммиак и различные органические соединения.[15][6] Спектральные данные показывают, что поверхность Каллисто чрезвычайно неоднородна в мелком масштабе. Маленькие яркие пятна 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[грамм] темнее замыкающего. Это отличается от других Галилеевы спутники, где верно обратное.[6] Заднее полушарие[грамм] Каллисто, кажется, обогащен углекислый газ, тогда как в ведущем полушарии больше диоксид серы.[50] Много свежих ударные кратеры подобно Лофн также показывают обогащение диоксидом углерода.[50] В целом химический состав поверхности, особенно в темных областях, может быть близок к таковому на Астероиды D-типа,[18] чьи поверхности сделаны из углеродистый материал.

Внутренняя структура

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

Потрепанная поверхность Каллисто лежит поверх холодной, жесткой и ледяной. литосфера это от 80 до 150 км толщиной.[14][22] Под водой может лежать соленый океан глубиной 150–200 км. корка,[14][22] указывается исследованиями магнитные поля вокруг Юпитера и его спутников.[51][52] Было обнаружено, что Каллисто реагирует на изменяющееся фоновое магнитное поле Юпитера как идеально проведение 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 аммиак или другой антифриз, 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 интерьер Каллисто не кажется ни полностью однородным, ни особенно изменчивым. Галилео данные орбитального аппарата[4] (особенно безразмерный момент инерции[час]-0,3549 ± 0,0042 - определено во время близких пролетов) предполагают, что, если Каллисто находится в гидростатическом равновесии, его внутренняя часть состоит из сжатых горные породы и льды, при этом количество породы увеличивается с глубиной из-за частичного осаждения ее составляющих.[14][53] Другими словами, Каллисто может быть только частично дифференцированный. Плотность и момент инерции равновесия Каллисто совместимы с существованием небольшого силикат 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 разительно контрастировать с что Ганимеда, который кажется полностью дифференцированным.[15][54]

Однако повторный анализ данных Галилео 2011 г. предполагает, что Каллисто не находится в гидростатическом равновесии; его коэффициент S22 из гравитационных данных 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 одной точке.[55] В этом случае гравиметрические данные могут быть более согласованными с более тщательно дифференцированным Callisto с гидратированным силикатным ядром.[56]

Особенности поверхности

Смотрите также: Список геологических объектов на Каллисто
Галилео изображение покрытых кратерами равнин, иллюстрирующее повсеместное локальное сглаживание поверхности Каллисто

Древняя поверхность Каллисто - одна из самых покрытых кратерами в Солнечной системе.[57] Фактически, кратер плотность близка к насыщенность: любой новый кратер будет иметь тенденцию стирать более старый. Масштабный геология относительно просто; на Каллисто нет больших гор, вулканов или других эндогенный тектонический Особенности.[58] Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе с соответствующими переломы, уступы и депозиты - единственные крупные объекты, которые можно найти на поверхности.[18][58]

Поверхность Каллисто можно разделить на несколько геологически различных 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 Заусенец и Лофн, а также стертые остатки старых крупных кратеров, называемых палимпсесты,[я] центральные части многокольцевых структур и отдельные участки на испещренных кратерами равнинах.[18] Эти светлые равнины считаются ледяными отложениями. Яркие гладкие равнины составляют небольшую часть поверхности Каллисто и находятся на гребне и впадина зоны Валгалла и Асгард образования и как отдельные точки на кратерированных равнинах. Считалось, что они связаны с эндогенный активности, но высокое разрешение Галилео изображения показали, что яркие гладкие равнины коррелируют с сильно трещиноватым и узловатым ландшафтом и не показывают никаких признаков восстановления поверхности.[18] В Галилео изображения также показали небольшие, темные, гладкие участки с общим покрытием менее 10 000 км.2, которые кажутся заливными[j] окружающая местность. Они возможны криовулканический депозиты.[18] И светлые, и различные гладкие равнины несколько моложе и менее изрезаны кратерами, чем фоновые равнины.[18][59]

Кратер от удара Хар с центральным куполом. Цепи из вторичные кратеры от образования более свежего кратера Тиндр в верхнем правом углу пересекайте местность.

Видны диаметры ударных кратеров в диапазоне от 0,1 км - предел, определяемый разрешение изображения - до более 100 км, не считая многокольцевых конструкций.[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 Тиндр кратер.[18] Самые большие кратеры диаметром более 60 км могут иметь центральные купола, которые, как считается, являются результатом центрального тектоническое поднятие после удара;[18] примеры включают Дох и Хар кратеры. Небольшое количество очень крупных - более 100 км в диаметре - ярких ударных кратеров демонстрируют аномальную геометрию купола. Они необычно мелкие и могут быть переходными. форма рельефа к многокольцевым структурам, как и Лофн ударная особенность.[18] Кратеры Каллисто обычно мельче, чем на Луна.

Вояджер 1 изображение Валгалла, а многокольцевая ударная конструкция 3800 км в диаметре

Наибольшее влияние на поверхность Каллисто оказывают бассейны с несколькими кольцами.[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 диаметром около 1600 километров.[60] Многокольцевые структуры, вероятно, возникли в результате постударного воздействия. концентрический разрушение литосферы, лежащей на слое мягкого или жидкого материала, возможно, океана.[35] Катены - например Гомул Катена - длинные цепочки ударных кратеров, выстроенные прямыми линиями по поверхности. Вероятно, они были созданы объектами, которые были разрушены приливом, когда они проходили близко к Юпитеру до столкновения с Каллисто, или очень сильно. косой ударов.[18] Исторический пример разрушения был Комета Шумейкера-Леви 9.

Как упоминалось выше, небольшие участки чистого водяного льда с альбедо до 80% находятся на поверхности Каллисто, окруженной гораздо более темным материалом.[6] Высокое разрешение Галилео изображения показали, что яркие пятна преимущественно расположены на возвышенных участках поверхности: края кратера, уступы, гребни и бугорки.[6] Они скорее всего будут худыми водяной иней депозиты. Темный материал обычно лежит в окружающих низменностях и покрывает яркие детали и кажется гладким. Часто образует пятна размером до 5 км в днище кратеров и в межкратерных впадинах.[6]

Два оползни Справа от дна двух больших кратеров видны 3–3,5 км.

В субкилометровом масштабе поверхность Каллисто более деградирована, чем поверхности других ледяных Галилеевы луны.[6] Обычно наблюдается дефицит небольших ударных кратеров диаметром менее 1 км по сравнению, например, с темными равнинами на Ганимед.[18] Вместо небольших кратеров почти повсеместно встречаются небольшие выпуклости и ямки.[6] Считается, что выступы представляют собой остатки кратеров кратеров, деградировавших в результате пока еще неопределенного процесса.[19] Наиболее вероятный кандидат - это медленный сублимация льда, что возможно при температуре до 165K, достигнута в подсолнечной точке.[6] Такая сублимация воды или другого летучие вещества из грязного льда, который коренная порода вызывает его разложение. Нелёдные остатки образуют обломки лавины, сходящие со склонов стен кратера.[19] Такие лавины часто наблюдаются вблизи и внутри ударных кратеров и называются «обломками».[6][18][19] Иногда стены кратера прорезаны извилистыми долиноподобными насечками, называемыми «оврагами», которые напоминают определенные Марсианин особенности поверхности.[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 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, покрытые кратерами равнины составляют ~ 4,5миллиард лет, начиная почти с образования Солнечная система. Возраст многокольцевых структур и ударных кратеров зависит от выбранной скорости образования фоновых кратеров и, по оценкам разных авторов, колеблется от 1 до 4 миллиардов лет.[18][57]

Атмосфера и ионосфера

Наведенное магнитное поле вокруг Каллисто

У Каллисто очень тонкая атмосфера, состоящая из углекислый газ.[8] Это было обнаружено Галилео Спектрометр ближней инфракрасной области спектра (NIMS) по его абсорбционной характеристике вблизи длины волны 4,2микрометры. Поверхностное давление оценивается в 7,5 пико.бар (0.75 мкПа ) и плотности частиц 4 × 108 см−3. Потому что такая тонкая атмосфера будет потеряна всего за 4 дня (видеть атмосферный побег ), он должен 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 Галилео облеты;[20] его высокая концентрация электронов 7–17 × 104 см−3 нельзя объяснить фотоионизацией атмосферного углекислый газ один. Следовательно, есть подозрение, что в атмосфере Каллисто на самом деле доминируют молекулярный кислород (в 10–100 раз больше, чем CO
2).[9] Тем не мение, кислород еще не был обнаружен напрямую в атмосфере Каллисто. Наблюдения с Космический телескоп Хаббла (HST) установил верхний предел его возможной концентрации в атмосфере на основании отсутствия обнаружения, что все еще совместимо с ионосферными измерениями.[62] В то же время HST смог обнаружить конденсированный кислород застрял 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, и на них был обнаружен слабый сигнал рассеянного света, указывающий на водородную корону. Наблюдаемая яркость рассеянного солнечного света в водородной короне Каллисто примерно в два раза больше, когда наблюдается ведущее полушарие. Эта асимметрия может происходить из-за разного содержания водорода как в ведущем, так и в заднем полушариях. Однако эта полушарийная разница в яркости водородной короны Каллисто, вероятно, связана с исчезновением сигнала в земной короне. геокорона, что больше, когда наблюдается заднее полушарие.[65]

Происхождение и эволюция

Частичный дифференциация of Callisto (выводится, например, из измерений момента инерции) означает, что он никогда не был нагрет достаточно, чтобы растопить его ледяной компонент.[22] Поэтому наиболее благоприятной моделью его формирования является медленный нарастание в юпитерианском субнебула - диск из газа и пыли, существовавший вокруг Юпитера после его образования.[21] Такая длительная стадия аккреции позволит охлаждению в значительной степени соответствовать накоплению тепла, вызванному ударами, радиоактивным распадом и сжатием, тем самым предотвращая таяние и быструю дифференциацию.[21] Допустимые временные рамки образования Каллисто лежат в диапазоне 0,1–10 миллионов лет.[21]

Виды размытых (вверху) и в основном размытых (внизу) ледяных бугорков (высотой ~ 100 м), возможно, образовавшихся из выбросить древнего влияние

Дальнейшая эволюция Каллисто после нарастание определялся балансом радиоактивный обогрев, охлаждение через теплопроводность вблизи поверхности и твердое состояние или субсолидус конвекция в интерьере.[44] Детали субсолидусной конвекции во льдах являются основным источником неопределенности в моделях всех ледяные луны. Известно, что он развивается, когда температура достаточно близка к температура плавления, из-за температурной зависимости льда вязкость.[66] Субсолидусная конвекция в ледяных телах - это медленный процесс с движением льда порядка 1 сантиметра в год, но, по сути, это очень эффективный механизм охлаждения в долгосрочной перспективе.[66] Считается, что он протекает в так называемом режиме застойной крышки, когда жесткий, холодный внешний слой Каллисто проводит тепло без конвекции, тогда как лед под ним конвектирует в режиме субсолидуса.[22][66] Для Каллисто внешний проводящий слой соответствует холодному и жесткому литосфера толщиной около 100 км. Его наличие объяснило бы отсутствие каких-либо признаков эндогенный активность на каллистоанской поверхности.[66][67] Конвекция во внутренних частях Каллисто может быть многослойной, потому что под высоким давлением там ледяная вода существует в различных кристаллических фазах, начиная с лед я на поверхности лед VII в центре.[44] Раннее начало субсолидусной конвекции в недрах Каллисто могло предотвратить крупномасштабное таяние льда и дифференциация которые в противном случае образовали бы большой скалистый основной и ледяной мантия. 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 I фазы льда, которая с увеличением давление, достигая температуры 251 K при 2070 бар (207МПа ).[22] Во всех реалистичных моделях Каллисто температура в слое глубиной от 100 до 200 км очень близка к этой аномальной температуре плавления или немного превышает ее.[44][66][67] Наличие даже небольшого количества аммиак - около 1–2% по весу - почти гарантирует существование жидкости, поскольку аммиак еще больше снизит температуру плавления.[22]

Хотя Каллисто по объемным свойствам очень похож на Ганимед, очевидно, у него был гораздо более простой геологическая история. Поверхность, похоже, сформировалась в основном в результате ударов и других экзогенный силы.[18] В отличие от соседнего Ганимеда с его изрезанным рельефом, свидетельств тектонический Мероприятия.[15] Предлагаемые объяснения контрастов во внутреннем нагреве и, как следствие, дифференциации и геологической активности между Каллисто и Ганимедом, включают различия в условиях образования,[68] большее приливное нагревание, испытанное Ганимедом,[69] и более многочисленные и энергичные удары, которым Ганимед мог бы подвергнуться во время Поздняя тяжелая бомбардировка.[70][71][72] Относительно простая геологическая история Каллисто дает планетологам точку отсчета для сравнения с другими, более активными и сложными мирами.[15]

Возможная обитаемость

Предполагается, что в подземном океане Каллисто могла быть жизнь. Нравиться Европа и Ганимед, а также Сатурн с луны Энцелад, Диона и Титан и Нептун луна Тритон,[73] возможный подземный океан может состоять из соленая вода.

Возможно, что галофилы может процветать в океане.[74]Как и с Европа и Ганимед, была высказана идея, что обитаемый условия и даже внеземная микробная жизнь может существовать в соленом океан под каллистоанской поверхностью.[23] Однако необходимые для жизни условия окружающей среды на Каллисто менее благоприятны, чем на Европе. Основные причины - отсутствие контакта с каменистым материалом и меньший тепловой поток изнутри Каллисто.[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 того, чтобы поддерживать жизнь, 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, в то время как Европа также имеет приливную энергию из-за ее большей близости к Юпитеру.

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

Исследование

В Пионер 10 и Пионер 11 Встречи с Юпитером в начале 1970-х дали мало новой информации о Каллисто по сравнению с тем, что уже было известно из наблюдений с Земли.[6] Настоящий прорыв произошел позже с Вояджер 1 и Вояджер 2 flybys в 1979 году. Они сфотографировали более половины поверхности Каллисто с разрешением 1–2 км и точно измерили ее температуру, массу и форму.[6] Второй раунд разведки длился с 1994 по 2003 год, когда Галилео космический корабль имел восемь близких столкновений с Каллисто, последний пролет на орбите C30 в 2001 году был на расстоянии 138 км от поверхности. В Галилео Орбитальный аппарат завершил глобальную съемку поверхности и доставил несколько снимков с разрешением до 15 метров выбранных областей Каллисто.[18] В 2000 г. Кассини космический корабль на пути к Сатурн получил высококачественные инфракрасные спектры спутников Галилеи, включая Каллисто.[48] В феврале – марте 2007 г. Новые горизонты Зонд на пути к Плутону получил новые изображения и спектры Каллисто.[76]

Следующая запланированная миссия в систему Юпитера - это Европейское космическое агентство с Юпитер Ледяной Исследователь Луны (СОК), запуск которого запланирован на 2022 год.[77] Во время миссии запланировано несколько облетов Каллисто с близкого расстояния.[77]

Старые предложения

Ранее предлагавшийся к запуску в 2020 году, Миссия системы Юпитер Европа (EJSM) был совместным НАСА /ЕКА предложение по разведке Юпитер луны. В феврале 2009 года было объявлено, что ЕКА / НАСА уделили этой миссии приоритет перед Миссия 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 возглавляемых НАСА Орбитальный аппарат Юпитер-Европа, под руководством ЕКА Орбитальный аппарат Юпитера Ганимеда, и, возможно, JAXA -вел Магнитосферный орбитальный аппарат Юпитера.

Возможная гуманизация

Впечатление художника от базы по Каллисто[80]

В 2003 г. НАСА провели концептуальное исследование под названием Исследование человеческих внешних планет (НАДЕЖДА) относительно будущего исследования человеком внешняя солнечная система. Целью, выбранной для подробного рассмотрения, была Каллисто.[24][81]

Исследование предложило возможную наземную базу на Каллисто, которая произвела бы ракетное топливо для дальнейшего исследования Солнечной системы.[80] Преимущества базы на Каллисто: низкая радиация (из-за удаленности от Юпитера) и геологическая стабильность. Такая база могла бы облегчить удаленное исследование Европа, или быть идеальным местом для маршрутной станции системы Юпитера, обслуживающей космические корабли, направляющиеся дальше во внешнюю Солнечную систему, используя помощь гравитации от близкого пролета Юпитера после вылета Каллисто.[24]

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

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Периапсис происходит от большой полуоси (а) и эксцентриситет (е): .
  2. ^ Апоапсис происходит от большой полуоси (а) и эксцентриситет (е): .
  3. ^ Площадь поверхности, полученная из радиуса (р): .
  4. ^ Объем, рассчитанный из радиуса (р): .
  5. ^ Поверхностная сила тяжести, полученная из массы (м), гравитационная постоянная (грамм) и радиус (р): .
  6. ^ Скорость убегания определяется массой (м), гравитационная постоянная (грамм) и радиус (р): .
  7. ^ а б Ведущее полушарие - это полушарие, обращенное в направлении орбитального движения; заднее полушарие обращено в обратном направлении.
  8. ^ Упомянутый безразмерный момент инерции равен , куда я момент инерции, м масса, и р 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 поверхности, вероятно, старые ударные кратеры.[18]
  10. ^ К залив означает закрыться или укрыться, как в бухте.

Рекомендации

  1. ^ а б Галилей, Г. (13 марта 1610 г.). Сидерей Нунций.
  2. ^ "Каллисто". Лексико Британский словарь. Oxford University Press.
  3. ^ а б c d е ж «Средние орбитальные параметры планетарных спутников». Лаборатория реактивного движения, Калифорнийский технологический институт.
  4. ^ а б c d е ж грамм час я Андерсон, Дж. Д .; Jacobson, R.A .; McElrath, T. P .; Moore, W. B .; Schubert, G .; Томас, П. С. (2001). «Форма, средний радиус, гравитационное поле и внутреннее строение Каллисто». Икар. 153 (1): 157–161. Bibcode:2001Icar..153..157A. Дои:10.1006 / icar.2001.6664. S2CID  120591546.
  5. ^ Schubert, G .; Андерсон, Дж. Д .; Spohn, T .; Маккиннон, В. Б. (2004). «Внутренняя композиция, структура и динамика галилеевых спутников». In Bagenal, F .; Dowling, T. E .; Маккиннон, В. Б. (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера. Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. С. 281–306. ISBN  978-0521035453. OCLC  54081598.
  6. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q р s Мур, Джеффри М .; Chapman, Clark R .; Bierhaus, Эдвард Б.; и другие. (2004). "Каллисто" (PDF). In Bagenal, F .; Dowling, T.E .; Маккиннон, У. (ред.). Юпитер: планета, спутники и магнитосфера. Издательство Кембриджского университета.
  7. ^ «Классические спутники Солнечной системы». Обсерватория АРВАЛ. Архивировано из оригинал 9 июля 2011 г.. Получено 13 июля 2007.
  8. ^ а б c d е Карлсон, Р. У .; и другие. (1999). "Тонкая атмосфера углекислого газа на луне Юпитера Каллисто" (PDF). Наука. 283 (5403): 820–821. Bibcode:1999Научный ... 283..820C. CiteSeerX  10.1.1.620.9273. Дои:10.1126 / science.283.5403.820. PMID  9933159.
  9. ^ а б c Liang, M. C .; Lane, B. F .; Pappalardo, R.T .; и другие. (2005). "Атмосфера Каллисто" (PDF). Журнал геофизических исследований. 110 (E2): E02003. Bibcode:2005JGRE..11002003L. Дои:10.1029 / 2004JE002322. Архивировано из оригинал (PDF) 12 декабря 2011 г.
  10. ^ а б c Мусотто, Сюзанна; Варади, Ференц; Мур, Уильям; Шуберт, Джеральд (2002). «Численное моделирование орбит галилеевых спутников». Икар. 159 (2): 500–504. Bibcode:2002Icar..159..500M. Дои:10.1006 / icar.2002.6939.
  11. ^ а б Купер, Джон Ф .; Джонсон, Роберт Э .; Маук, Барри Х .; Гаррет, Гарри Х .; Герельс, Нил (2001). «Энергичное ионное и электронное облучение ледяных галилеевых спутников» (PDF). Икар. 139 (1): 133–159. Bibcode:2001Icar..149..133C. Дои:10.1006 / icar.2000.6498. Архивировано из оригинал (PDF) 16 января 2012 г.. Получено 25 октября 2011.
  12. ^ "Изучение Юпитера - ДЖИМО - Орбитальный аппарат Юпитера Ледяных Лун - Луна Каллисто". Space Today Online.
  13. ^ а б Чанг, Кеннет (12 марта 2015 г.). «Вдруг, кажется, вода повсюду в Солнечной системе». Нью-Йорк Таймс. Получено 12 марта 2015.
  14. ^ а б c d е ж грамм час я j Кусков, О.Л .; Кронрод, В.А. (2005). «Внутреннее устройство Европы и Каллисто». Икар. 177 (2): 550–369. Bibcode:2005Icar..177..550K. Дои:10.1016 / j.icarus.2005.04.014.
  15. ^ а б c d е ж Шоумен, А.П .; Малхотра Р. (1 октября 1999 г.). «Галилеевы спутники». Наука. 286 (5437): 77–84. Дои:10.1126 / science.286.5437.77. PMID  10506564. S2CID  9492520.
  16. ^ "Каллисто - Обзор - Планеты - Исследование Солнечной системы НАСА". НАСА Исследование Солнечной системы. Архивировано из оригинал 28 марта 2014 г.
  17. ^ Глендей, Крейг (2013). Книга рекордов Гиннеса 2014. Книга рекордов Гиннеса. п.187. ISBN  978-1-908843-15-9.
  18. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q р s т ты v Greeley, R .; Klemaszewski, J. E .; Вагнер, Л .; и другие. (2000). «Взгляды Галилея на геологию Каллисто». Планетарная и космическая наука. 48 (9): 829–853. Bibcode:2000P и SS ... 48..829G. Дои:10.1016 / S0032-0633 (00) 00050-7.
  19. ^ а б c d е Мур, Джеффри М .; Асфауг, Эрик; Моррисон, Дэвид; Спенсер, Джон Р .; Chapman, Clark R .; Bierhaus, Beau; Салливан, Роберт Дж .; Чуанг, Фрэнк Ч .; Клемашевски, Джеймс Э .; Грили, Рональд; Бендер, Келли С .; Geissler, Paul E .; Гельфенштейн, Пол; Пилчер, Карл Б. (1999). «Массовое перемещение и деградация рельефа на ледяных галилеевых спутниках: результаты номинальной миссии Galileo». Икар. 140 (2): 294–312. Bibcode:1999Icar..140..294M. Дои:10.1006 / icar.1999.6132.
  20. ^ а б Kliore, A. J .; Anabtawi, A .; Herrera, R.G .; и другие. (2002). "Ионосфера Каллисто из радиозатменных наблюдений Галилео" (PDF). Журнал геофизических исследований. 107 (A11): 1407. Bibcode:2002JGRA.107kSIA19K. Дои:10.1029 / 2002JA009365. HDL:2027.42/95670.
  21. ^ а б c d Canup, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF). Астрономический журнал. 124 (6): 3404–3423. Bibcode:2002AJ .... 124.3404C. Дои:10.1086/344684.
  22. ^ а б c d е ж грамм час я Spohn, T .; Шуберт, Г. (2003). "Океаны в ледяных галилейских спутниках Юпитера?" (PDF). Икар. 161 (2): 456–467. Bibcode:2003Icar..161..456S. Дои:10.1016 / S0019-1035 (02) 00048-9.
  23. ^ а б 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. SPIE. Инструменты, методы и задачи астробиологии VIII. 5555: 10. Bibcode:2004SPIE.5555 ... 78L. Дои:10.1117/12.560356. Архивировано из оригинал (PDF) 20 августа 2008 г.
  24. ^ а б c Траутман, Пэт; Бетке, Кристен (2003). "Революционные концепции исследования внешних планет человеком (НАДЕЖДА)" (PDF). НАСА. Архивировано из оригинал (PDF) 19 января 2012 г.
  25. ^ а б «Спутники Юпитера». Проект Галилео. Получено 31 июля 2007.
  26. ^ Мариус, С. (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 ошибкой на последней странице (изображение 78). Получено 30 июн 2020.
  28. ^ Барнард, Э. Э. (1892). «Открытие и наблюдение пятого спутника Юпитера». Астрономический журнал. 12: 81–85. Bibcode:1892AJ ..... 12 ... 81B. Дои:10.1086/101715.
  29. ^ Чертополох, Январь 1903 г., т. Я не. 2, стр. 4
  30. ^ Э. Алан Робертс (2013) Мужество невинности: (Дева Филеросская), п. 191
  31. ^ Джордж Стюарт (1882) Эклоги, Георгики и Моретум Вергилия, п. 271
  32. ^ Я не. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь на Проект Персей.
  33. ^ Ной Вебстер (1832) Словарь английского языка
  34. ^ Арго. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь на Проект Персей.
  35. ^ а б Klemaszewski, J.A .; Грили, Р. (2001). "Геологические свидетельства наличия океана на Каллисто" (PDF). Наука о Луне и планетах 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 НАСА Галилео, п. 165
  38. ^ Родительный падеж Каллистус или же Callistōnis. Каллисто. Чарльтон Т. Льюис и Чарльз Шорт. Латинский словарь на Проект Персей.
  39. ^ Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, т.71, 1911 г.
  40. ^ П. Леонарди (1982), Геологические результаты двадцатилетних космических предприятий: спутники Юпитера и Сатурна, в Geologica romana, п. 468.
  41. ^ Пьер Томас и Филипп Мейсон (1985) "Тектоника структуры Вахаллы на Каллисто", Отчеты программы планетной геологии и геофизики - 1984, Технический меморандум НАСА 87563, стр. 535
  42. ^ Жан-Пьер Бург и Мэри Форд (1997) Орогенез во времени, п. 55
  43. ^ Счета, Брюс Г. (2005). «Свободные и вынужденные наклоны галилеевых спутников Юпитера». Икар. 175 (1): 233–247. Bibcode:2005Icar..175..233B. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.10.028.
  44. ^ а б c d Фриман, 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. Дои:10.1016 / j.pss.2005.10.003. Архивировано из оригинал (PDF) 24 августа 2007 г.
  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 оригинал 25 июля 2008 г.. Получено 4 июля 2009.
  47. ^ Кларк, Р. Н. (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. Дои:10.1029 / JB086iB04p03087. Получено 3 марта 2010.
  48. ^ а б Brown, R.H .; Baines, K. H .; Беллуччи, G .; Bibring, J-P .; Buratti, B.J .; Capaccioni, F .; Cerroni, P .; Clark, R.N .; Coradini, A .; Cruikshank, D. P .; Drossart, P .; Formisano, V .; Jaumann, R .; Langevin, Y .; Matson, D. L .; McCord, T. B .; Mennella, V .; Nelson, R.M .; Николсон, П. Д .; Sicardy, B .; Сотин, Ц .; Amici, S .; Чемберлен, М. А .; 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. Дои:10.1016 / S0019-1035 (03) 00134-9.
  49. ^ Нолл, К. (1996). «Обнаружение SO2 на Каллисто с космическим телескопом Хаббл " (PDF). Наука о Луне и планетах XXXI. п. 1852. Архивировано из оригинал (PDF) 4 июня 2016 г.. Получено 25 июля 2007.
  50. ^ а б Hibbitts, C.A .; McCord, T. B .; Хансен, Г. (1998). "Распределение CO2 и так2 на поверхности Каллисто » (PDF). Наука о Луне и планетах XXXI. п. 1908. Архивировано с оригинал (PDF) 4 июня 2016 г.. Получено 10 июля 2007.
  51. ^ Хурана, К. К .; Kivelson, M. G .; Стивенсон, Д. Дж .; Schubert, G .; Russell, C.T .; 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:1998Натура.395..777K. Дои:10.1038/27394. PMID  9796812.
  52. ^ а б Zimmer, C .; Хурана, К. К .; Кивельсон, Маргарет Г. (2000). «Подповерхностные океаны на Европе 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. Дои:10.1006 / icar.2000.6456.
  53. ^ Андерсон, Дж. Д .; Schubert, G .; Jacobson, R.A .; Lau, E. L .; Moore, W. B .; Сьо Грен, В. Л. (1998). "Распространение камня, металлов и льда в Каллисто" (PDF). Наука. 280 (5369): 1573–1576. Bibcode:1998Sci ... 280.1573A. Дои:10.1126 / science.280.5369.1573. PMID  9616114. Архивировано из оригинал (PDF) 26 сентября 2007 г.
  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. Дои:10.1006 / icar.2002.6828.
  55. ^ Monteux, J .; Tobie, G .; Choblet, G .; Ле Февр, М. (2014). "Могут ли большие ледяные спутники срастаться недифференцированно?" (PDF). Икар. 237: 377–387. Bibcode:2014Icar..237..377M. Дои:10.1016 / j.icarus.2014.04.041.
  56. ^ Castillo-Rogez, J.C .; и другие. (2011). "Насколько отличается Каллисто" (PDF). 42-я Конференция по изучению луны и планет: 2580. Получено 2 января 2020.
  57. ^ а б Zahnle, K .; Dones, L .; Левисон, Гарольд Ф. (1998). "Скорость образования кратеров на галилеевых спутниках" (PDF). Икар. 136 (2): 202–222. Bibcode:1998Icar..136..202Z. Дои:10.1006 / icar.1998.6015. PMID  11878353. Архивировано из оригинал (PDF) 27 февраля 2008 г.
  58. ^ а б c d Бендер, К. С .; Rice, J. W .; Wilhelms, D.E .; Грили, Р. (1997). "Геологическая карта Каллисто". Тезисы докладов 25-й конференции по изучению луны и планет. 25: 91. Bibcode:1994ЛПИ .... 25 ... 91Б. Архивировано из оригинал 24 января 2015 г.. Получено 28 августа 2017.
  59. ^ Вагнер, Р .; Neukum, G .; Грили, Р. и другие. (12–16 марта 2001 г.). Переломы, рубцы и линеаменты на Каллисто и их связь с деградацией поверхности (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference.
  60. ^ а б Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN (Карта) (изд. 2002 г.). Геологическая служба США.
  61. ^ Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; и другие. (1997). "Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results" (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. п. 1221.
  62. ^ Strobel, Darrell F .; Саур, Иоахим; Фельдман, Пол Д .; и другие. (2002). "Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor". Астрофизический журнал. 581 (1): L51–L54. Bibcode:2002ApJ...581L..51S. Дои:10.1086/345803.
  63. ^ Спенсер, Джон Р .; Calvin, Wendy M. (2002). "Condensed O2 on Europa and Callisto" (PDF). Астрономический журнал. 124 (6): 3400–3403. Bibcode:2002AJ....124.3400S. Дои:10.1086/344307.
  64. ^ Рот, Лоренц; и другие. (27 мая 2017 г.). "Detection of a hydrogen corona at Callisto". Журнал геофизических исследований: планеты. 122 (5): 1046–1055. Bibcode:2017JGRE..122.1046R. Дои:10.1002/2017JE005294.
  65. ^ Alday, Juan; Рот, Лоренц; Ivchenko, Nickolay; Retherford, Kurt D; Becker, Tracy M; Molyneux, Philippa; Saur, Joachim (15 November 2017). "New constraints on Ganymede's hydrogen corona: Analysis of Lyman-α emissions observed by HST/STIS between 1998 and 2014". Планетарная и космическая наука. 148: 35–44. Bibcode:2017P&SS..148...35A. Дои:10.1016/j.pss.2017.10.006. ISSN  0032-0633.
  66. ^ а б c d е 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. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.03.004.
  67. ^ а б c Nagel, K.a; Breuer, D .; Спон, Т. (2004). «Модель внутренней структуры, эволюции и дифференциации Каллисто». Икар. 169 (2): 402–412. Bibcode:2004Icar..169..402N. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.12.019.
  68. ^ Barr, A.C .; Canup, R. M. (3 August 2008). "Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites". Икар. 198 (1): 163–177. Bibcode:2008Icar..198..163B. Дои:10.1016/j.icarus.2008.07.004.
  69. ^ Шоумен, А.П .; Мальхотра, Р. (март 1997 г.). «Приливная эволюция в резонанс Лапласа и всплытие Ганимеда». Икар. 127 (1): 93–111. Bibcode:1997Icar..127 ... 93S. Дои:10.1006 / icar.1996.5669. S2CID  55790129.
  70. ^ Baldwin, E. (25 January 2010). «Удары кометы объясняют дихотомию Ганимеда-Каллисто». Астрономия сейчас. Получено 1 марта 2010.
  71. ^ Barr, A.C .; Кануп Р. М. (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. Получено 1 марта 2010.
  72. ^ Barr, A.C .; Canup, R. M. (24 January 2010). «Происхождение дихотомии Ганимед – Каллисто в результате ударов во время поздней тяжелой бомбардировки» (PDF). Природа Геонауки. 3 (Март 2010 г.): 164–167. Bibcode:2010НатГе ... 3..164B. Дои:10.1038 / NGEO746.
  73. ^ Nimmo, Francis (15 January 2015). "Powering Triton's recent geological activity by obliquity tides: Implications for Pluto geology" (PDF). Икар. 246: 2–10. Bibcode:2015Icar..246....2N. Дои:10.1016/j.icarus.2014.01.044.
  74. ^ а б Phillips, Tony (23 October 1998). "Callisto makes a big splash". НАСА. Получено 15 августа 2015.
  75. ^ François, Raulin (2005). "Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations". Обзоры космической науки. 116 (1–2): 471–487. Bibcode:2005SSRv..116..471R. Дои:10.1007/s11214-005-1967-x. S2CID  121543884.
  76. ^ Morring, F. (7 May 2007). "Ring Leader". Авиационная неделя и космические технологии: 80–83.
  77. ^ а б Amos, Jonathan (2 May 2012). "Esa выбирает для Юпитера зонд сока на 1 млрд евро". BBC News Online. Получено 2 мая 2012.
  78. ^ Rincon, Paul (20 February 2009). "Jupiter in space agencies' sights". Новости BBC. Получено 20 февраля 2009.
  79. ^ «Предложения Cosmic Vision 2015–2025». ЕКА. 21 июля 2007 г.. Получено 20 февраля 2009.
  80. ^ а б "Vision for Space Exploration" (PDF). НАСА. 2004.
  81. ^ Траутман, Патрик А .; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 January 2003). "Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)". Материалы конференции AIP. 654: 821–828. Bibcode:2003AIPC..654..821T. Дои:10.1063/1.1541373. HDL:2060/20030063128.
  82. ^ "High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto" (PDF). НАСА. 2003. Архивировано с оригинал (PDF) 2 июля 2012 г.. Получено 25 июн 2009.

внешняя ссылка