Юпитердің екінші ірі серігі – Каллисто

Кіріспе

Юпитердің екінші үлкен айы.

Ол Ио, Европа және Ганимед сияқты үш басқа Галилей серіктерінен айырмашылығы, орбиталық резонанста болмайды, сондықтан айқын түрде толқындық қыздырылмайды. Каллистоның айналасында көмірқышқыл газынан тұратын өте жұқа атмосфера бар.

Атауы

Каллисто, Юпитердің барлық серіктері сияқты, грек мифологиясындағы Зевстің көптеген сүйіктілерінің немесе жыныстық байланыста болғандардың бірінің есімімен аталады. Каллисто – аң аулау құдайы Артемидамен байланысты болған нимфа (немесе кейбір деректерге сәйкес, Ликаонның қызы). Мариус бұл ұсынысты Иоганн Кеплерге жатқызады. Дегенмен, Галилейдің серіктерінің атаулары көп уақытқа дейін қолданыстан шығып, 20 ғасырдың ортасына дейін кеңінен қолданылмады. Көптеген ерте астрономиялық еңбектерде Каллисто римдік санмен, Галилей енгізген жүйе бойынша, Юпитер IV немесе "Юпитердің төртінші серігі" деп аталады. Ағылшын тілінде осы есімнен туындаған сөйлемдік форма қалыптаспаған. Грекше Καλλιστῴ Kallistōi сөзінен Καλλιστῴος Kallistōi os түрі шығады, содан латын тілінде Callistōius және ағылшын тілінде *Callistóian (5 буын) деп күтуге болады, бұл Sapphōi үшін Sapphóian (4 буын) және Lētōi үшін Letóian сияқты. Алайда, мұндай грек есімдеріндегі іота әрпі жиі жіберіліп қалады (мысалы, Īnōi-ден Иноан және Argōi-ден Аргоан), және шындығында Каллистонға ұқсас форма да кездеседі. Вергилийде латын тілінде екінші түбір пайда болады: Callistōn, бірақ сәйкес келетін Callistonian ағылшын тілінде сирек кездеседі. Сондай-ақ, Каллистан және Каллистеан сияқты арнайы жасалған формалар да қолданылады.

Орбита және айналу

Каллисто – Юпитер планетасының төрт Галилей серігінің ең шеткісі. Ол шамамен 1 880 000 км қашықтықта (Юпитердің 71 492 км радиусынан 26,3 есе) айналады. Бұл Галилей серіктерінің ең жақын серігі Ганимедтің орбиталық радиусынан әлдеқайда үлкен. Осы салыстырмалы түрде алыс орбитаның нәтижесінде Каллисто үш ішкі Галилей серігінің орташа қозғалыс резонансына қатыспайды және бұрын да қатыспаған. Каллисто шамамен 1,5 миллиард жылдан кейін резонансқа түсіп, 1:2:4:8 тізбегін аяқтауы күтілуде. Басқа көптеген планеталық серіктер сияқты, Каллистоның айналуы орбитасымен синхронды. Каллисто күнінің ұзақтығы, бір мезгілде оның орбиталық периоды, шамамен 16,7 Жер күніне тең. Оның орбитасы өте аз эксцентриктік және Юпитер экваторына қарай еңкейген, эксцентриктік пен еңкейім ғасырлар бойы Күн мен планеталардың гравитациялық бұзылыстарына байланысты жартылай периодты түрде өзгереді. Өзгеріс диапазоны 0,0072–0,0076 және 0,20–0,60° шамасында. Каллистоның динамикалық оқшаулануы оның айтарлықтай түрде қызып қалмағанын білдіреді, бұл оның ішкі құрылымы мен эволюциясы үшін маңызды салдарларға әкеледі. Каллисто бетіндегі радиация деңгейі күніне шамамен 0,01 рем (0,1 мСв) дозасына тең, бұл Жердің орташа фонындағы радиациядан он есе жоғары, бірақ Жердің төменгі орбитасында немесе Марстағыдан төмен.

Құрамы

Каллистоның орташа тығыздығы 1,83 г/см3, мұздың массалық үлесі 49–55% құрайды, сондай-ақ аммиак пен әртүрлі органикалық қосылыстар болуы мүмкін. Оның артқы жағы алдыңғы жағынан қараңғырақ. Бұл басқа Галилей спутниктерінен өзгеше, онда керісінше байқалады. Лофн сияқты көптеген жаңа соққы кратерлері де көмірқышқыл газына толы екені анықталды. Каллисто Юпитердің өзгеретін магнит өрісіне толық өткізгіш шар сияқты реакция жасайды; яғни, магнит өрісі Каллистоның ішіне енбейді, бұл оның ішінде кемінде 10 км қалыңдықтағы жоғары өткізгіш сұйық қабаты бар екенін көрсетеді. Осыған сәйкес, су+мұз қабатының қалыңдығы 250–300 км-ге жете алады. (Жақыннан өтетін кезеңде анықталған 0,3549 ± 0,0042 мәні) Каллисто гидростатикалық тепе-теңдікте болса, оның ішкі құрамы қысылған тау жыныстары мен мұздан тұрады, ал құрамдас бөліктерінің ішінара шөгуіне байланысты тереңдікке қарай тау жыныстарының мөлшері артады деген болжам бар. Басқаша айтқанда, Каллисто толыққанды дифференциалданудан өтпеген болуы мүмкін. Тепе-теңдіктегі Каллистоның тығыздығы мен инерция моменті оның ортасында кішкентай силикат ядросының бар екенімен сәйкес келеді. Мұндай ядроның радиусы 600 км-ден аспауы керек, ал тығыздығы 3,1 мен 3,6 г/см3 аралығында болуы мүмкін. Дегенмен, 2011 жылы Галилео деректерін қайта талдау Каллистоның гидростатикалық тепе-теңдікте емес екенін көрсетті. Осы жағдайда, гравитациялық деректер гидратацияланған силикат ядросы бар, толыққанды дифференциалданудан өткен Каллистоға сәйкес келуі мүмкін.

Жер бетінің ерекшеліктері

Каллистоның ежелгі беті Күн жүйесіндегі ең көп кратерлермен жабылған. Шын мәнінде, кратерлердің тығыздығы қанығу деңгейіне жақын: жаңа кратер пайда болғанда, ол әдетте бұрынғысын жояды. Ірі масштабтағы геологиясы салыстырмалы түрде қарапайым; Каллистода үлкен таулар, жанартаулар немесе басқа да эндогендік тектоникалық құрылымдар жоқ. Кратерлер мен көп сақиналы құрылымдар – жартастар, тік жарлар және шөгінділермен бірге – бетіндегі жалғыз ірі нысандар. айналасындағы жер бедері. Бұл криовулканикалық шөгінділер болуы мүмкін. Көрінетін кратерлердің диаметрі 0,1 км-ден (суреттеу ажыратымдылығымен шектелген) 100 км-ден асады, көп сақиналы құрылымдарды есептемегенде. Екінші ең үлкені – Асгард, диаметрі шамамен 1600 км. Ең мүмкін процесс – мұздың баяу сублимациясы, ол күнге ең жақын нүктеде 165 К-ге дейін температураға жетеді. Абсолюттік жас анықталған жоқ, бірақ теориялық есептеулерге сүйенсек, кратерлі жазықтықтардың жасы шамамен 4,5 миллиард жыл, яғни Күн жүйесінің пайда болуына жуық. Көп сақиналы құрылымдар мен кратерлердің жасы таңдалған кратерлену жылдамдығына байланысты және әртүрлі авторлардың пікірінше 1 мен 4 миллиард жыл аралығында өзгереді. және оттегі. Ол Галилеоның жақын инфрақызыл спектрометрі (NIMS) арқылы 4,2 микрометр толқын ұзындығындағы сіңіру арқылы анықталды. Жер бетіндегі қысым 7,5 пикобар (0,75 мкПа) және бөлшектердің тығыздығы 4 см−3 деп бағаланады. Мұндай жұқа атмосфера шамамен төрт жылда жоғалады (атмосферадан қашуды қараңыз), сондықтан оны үнемі толықтыру қажет, мүмкін Каллистоның мұзды қабығынан көмірқышқыл газының баяу сублимациясы арқылы. Оның 7–17 см−3 электрондық тығыздығы атмосфералық көмірқышқыл газының фотоиондануымен ғана түсіндірілмейді. Сондықтан Каллисто атмосферасында молекулалық оттегі басым болуы мүмкін (оның мөлшері 10-100 есе көп). Дегенмен, Каллисто атмосферасында оттегі әлі анықталған жоқ. Хаббл ғарыш телескопы (HST) жасаған бақылаулар атмосферадағы оның ықтимал концентрациясының жоғарғы шегін көрсетті, бұл ионосфералық өлшемдермен сәйкес келеді. Сонымен қатар, HST Каллисто бетінде тұтқындалған конденсатталған оттегіні анықтады. Атомдық сутек Каллисто атмосферасында 2001 жылғы Хаббл ғарыш телескопының деректерін талдау арқылы анықталды. 15 және 24 желтоқсан 2001 ж. түсірілген спектрлік суреттерді қайта қарау нәтижесінде сутек коронасын көрсететін әлсіз шашыраңқы жарық белгісі табылды. Каллистоның сутек коронасындағы шашыраған күн сәулесінің жарықтығы алдыңғы жарты шардан байқалғанда шамамен екі есе артық. Бұл асимметрия алдыңғы және артқы жарты шарлардағы сутек мөлшерінің өзгешелігінен туындауы мүмкін. Алайда, Каллистоның сутек коронасының жарықтығындағы бұл жарты шарлық айырмашылық Жердің геокоронасындағы сигналдың әлсіреуінен болуы мүмкін, ол артқы жарты шардан байқалғанда күштірек. Каллисто атмосферасы молекулалық өзара әрекеттесудің әсерін жақсырақ түсіну үшін модельденді. Зерттеушілер Каллисто атмосферасының құрамдас бөліктері (көмірқышқыл газы, молекулалық оттегі және молекулалық сутек) арасындағы соқтығысуды модельдеу үшін кинетикалық әдіс қолданды. Модельдеуде осы қосылыстардың күн сәулесіне ұшырағандағы жылулық десорбциясы және оның нәтижесінде жер бетіндегі температураның өзгеруі ескерілді. Модельдеу нәтижесінде Каллисто атмосферасының тығыздығы ауыр газдардың – көмірқышқыл газы мен оттегінің – сутекті ұстауымен түсіндіріледі. Модель молекулалар арасындағы кинетикалық өзара әрекеттесудің атмосфераға қалай әсер ететінін көрсетеді, бірақ қарастырылған айнымалылар бойынша шектеулері бар. Модельдеуде алынған тығыздықтар эксперименттік анықтау үшін күтілетін шектермен сәйкес келеді.

The ancient surface of Callisto is one of the most heavily cratered in the Solar System. In fact, the crater density is close to saturation: any new crater will tend to erase an older one. The large scale geology is relatively simple; on Callisto there are no large mountains, volcanoes or other endogenic tectonic features. The impact craters and multi ring structures—together with associated fractures, scarps and deposits—are the only large features to be found on the surface. the surrounding terrain. They are possible cryovolcanic deposits. Impact crater diameters seen range from 0.1 km—a limit defined by the imaging resolution—to over 100 km, not counting the multi ring structures. The second largest is Asgard, measuring about 1,600 km in diameter. The most likely candidate process is the slow sublimation of ice, which is enabled by a temperature of up to 165 K, reached at a subsolar point. Absolute dating has not been carried out, but based on theoretical considerations, the cratered plains are thought to be ~4.5 billion years old, dating back almost to the formation of the Solar System. The ages of multi ring structures and impact craters depend on chosen background cratering rates and are estimated by different authors to vary between 1 and 4 billion years. and probably oxygen. It was detected by the Galileo Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) from its absorption feature near the wavelength 4.2 micrometers. The surface pressure is estimated to be 7.5 picobar (0.75 μPa) and particle density 4 cm−3. Because such a thin atmosphere would be lost in only about four years (see atmospheric escape), it must be constantly replenished, possibly by slow sublimation of carbon dioxide ice from Callisto's icy crust, its high electron density of 7–17 cm−3 cannot be explained by the photoionization of the atmospheric carbon dioxide alone. Hence, it is suspected that the atmosphere of Callisto is actually dominated by molecular oxygen (in amounts 10–100 times greater than ). However, oxygen has not yet been directly detected in the atmosphere of Callisto. Observations with the Hubble Space Telescope (HST) placed an upper limit on its possible concentration in the atmosphere, based on lack of detection, which is still compatible with the ionospheric measurements. At the same time, HST was able to detect condensed oxygen trapped on the surface of Callisto. Atomic hydrogen has also been detected in Callisto's atmosphere via recent analysis of 2001 Hubble Space Telescope data. Spectral images taken on 15 and 24 December 2001 were re examined, revealing a faint signal of scattered light that indicates a hydrogen corona. The observed brightness from the scattered sunlight in Callisto's hydrogen corona is approximately two times larger when the leading hemisphere is observed. This asymmetry may originate from a different hydrogen abundance in both the leading and trailing hemispheres. However, this hemispheric difference in Callisto's hydrogen corona brightness is likely to originate from the extinction of the signal in Earth's geocorona, which is greater when the trailing hemisphere is observed. Callisto's atmosphere have been modelled to gain better understanding of impact of collisional molecular interactions. Researchers used a kinetic method to model collisions between the constituent elements of Callisto's atmosphere (carbon dioxide, molecular oxygen and molecular hydrogen). The modeling took into account the thermal desorption of these compounds due to solar exposure and the resulting variations in temperature on the surface. The simulation showed that the density of Callisto's atmosphere could be explained by the trapping of hydrogen by the heavier gases, carbon dioxide and oxygen. The model shows how kinetic interactions between molecules affect the atmosphere, although it has limitations in terms of variables considered. The simulated densities correlate with expected thresholds for experimental detection.

Шығуы мен эволюциясы

Каллистоның ішінара дифференциациясы (мысалы, инерция сәтінің өлшемдерінен шығарылған) оның мұз компонентінің еруі үшін жеткілікті қыздырылмағанын көрсетеді. Каллистоның қалыптасуына мүмкіндік беретін уақыт аралығы 0,1 миллион – 10 миллион жылды құрайды. Барлық мұзды спутниктердің модельдеріндегі белгісіздіктің басты себебі – мұздағы субсолид конвекцияның егжей-тегжейі. Мұздың тұтқырлығы температураға тәуелді болғандықтан, температура еру нүктесіне жеткілікті жақын болғанда оның дамуы белгілі. Ол тұрақтанған қақпақ режимінде жүзеге асады деп есептеледі, онда Каллистоның қатты, суық сыртқы қабаты конвекциясыз жылуды өткізеді, ал оның астындағы мұз субсолид режимінде конвекцияланады. Каллистоның эволюциясы туралы қазіргі түсінік оның ішінде сұйық судың қабаты немесе "океаны" болуына мүмкіндік береді. Бұл мұз I фазасының балқу температурасының ерекше қасиеттерімен байланысты, ол қысымның артуымен төмендеп, 2070 барда (207 МПа) 251 К-ге дейін жетеді. Бұл, сондай-ақ, Ганимедке қарағанда Каллистоның азырақ жол тарту арқасында жылулануының жоғарылауымен және Кейінгі Ауыр Бомбалау кезінде Ганимедке тиген көптеген және күшті соққылармен де байланысты. Каллистоның салыстырмалы түрде қарапайым геологиялық тарихы планета ғалымдарына басқа, одан да белсенді және күрделі әлемдермен салыстыру үшін негізгі нүкте ұсынады. Жер асты мұхиты тұзды судан тұруы мүмкін. Мұхитта галофилдердің өмір сүруі де мүмкін. Еуропа мен Ганимед сияқты, Каллистоның беті астындағы тұзды мұхитта өмірге қолайлы жағдайлардың және тіпті ғарыштық микробиологиялық өмірдің болуы мүмкін деген пікір айтылды. Алайда, Каллистодағы өмір үшін қажетті экологиялық жағдайлар Еуропаға қарағанда нашаррақ сияқты. Басты себептері – тас материалдарымен байланыстың болмауы және Каллистоның ішкі бөлігінен жылу ағынының төмендігі.

Өткен

1970 жылдардың басындағы "Пионер-10" және "Пионер-11" Юпитермен кездесулері Жердегі бақылаулардан алынған мәліметтермен салыстырғанда Каллисто туралы көп жаңа ақпарат бермеді. Нағыз үлкен қадам 1979 жылы "Вояджер-1" және "Вояджер-2" ғарыш кемелерінің жанынан өтуімен жасалды. Олар Каллисто бетінің жартысынан астамын 1–2 км ажыратымдылықпен суретке түсіріп, оның температурасын, массасын және пішінін дәл өлшеді. 2007 жылдың ақпан-наурыз айларында Плутонға бет алған "New Horizons" ғарыш зонды Каллистоның жаңа суреттері мен спектрлерін алды.

Болашақтағы зерттеулер

Жақын арада Каллистоға үш ғарыш кемесі сапар шегеді. 2023 жылдың 14 сәуірінде ұшырылған Еуропалық ғарыш агенттігінің Юпитер мұзды айларын зерттеу (JUICE) аппараты 2031 және 2034 жылдар аралығында Каллисто маңынан 21 рет жақыннан өтеді. 2024 жылдың қазанында ұшыру жоспарланған НАСА-ның "Еуропа Клипері" 2030 жылдан бастап Каллисто маңынан тоғыз рет жақыннан өтеді. Қытайдың CNSA Tianwen 4 аппараты 2030 жылға қарай Юпитерге ұшырылып, содан кейін Каллистоның орбитасына енбек жоспарлануда.

Ескі ұсыныстар

Бұрын 2020 жылы ұшыруға ұсынылған Европа-Юпитер жүйесі миссиясы (EJSM) – бұл Юпитердің серіктерін зерттеуге арналған NASA/ESA бірлескен ұсынысы. 2009 жылдың ақпан айында ESA/NASA осы миссияға Титан-Сатурн жүйесі миссиясынан жоғары басымдық бергенін хабарлады. Ол кезде ESA-ның үлесі әлі де басқа ESA жобаларымен қаржыландыру үшін бәсекелесіп жатты. EJSM NASA басшылығымен жүзеге асырылатын Юпитер-Еуропа орбиталық аппаратынан, ESA басшылығымен жүзеге асырылатын Юпитер-Ганимед орбиталық аппаратынан және, мүмкін, JAXA басшылығымен жүзеге асырылатын Юпитер магнитосфералық орбиталық аппаратынан тұратын болды.

Мүмкіндігінше экипажмен барлау және мекендеу

[[Файл:Каллисто базасы. PNG|thumb|right|Суретшінің Каллистодағы база туралы көрінісі] Зерттеу Күн жүйесін одан әрі зерттеу үшін ракета отынын өндіретін Каллистодағы мүмкін жер беттік базаны ұсынды. Каллистодағы базаның артықшылықтарына төмен сәулелену (Юпитерден алыс болғандықтан) және геологиялық тұрақтылық жатады. Мұндай база Еуропаны қашықтан зерттеуді жеңілдете алады, немесе Каллистодан шыққаннан кейін Юпитердің жанынан өтіп, гравитациялық күшті пайдалана отырып, сыртқы Күн жүйесіне қарай бет алған ғарыш кемелеріне қызмет көрсететін Юпитер жүйесіндегі тоқтау орны үшін өте қолайлы болар еді.