Каллисто: Внешний спутник Юпитера

Введение

Вторая по величине луна Юпитера.

В отличие от трёх других галилеевых спутников — Ио, Европы и Ганимеда — она не находится в орбитальном резонансе и, следовательно, не подвержена значительному приливному нагреву. Каллисто окружена крайне разреженной атмосферой, состоящей из углекислого газа.

Имя

Каллисто, как и все спутники Юпитера, названа в честь одной из многочисленных возлюбленных Зевса или других его партнеров в греческой мифологии. Каллисто была нимфой (или, по некоторым источникам, дочерью Ликаона), связанной с богиней охоты Артемидой. Мариус приписывает это предложение Иоганну Кеплеру. Однако названия галилеевых спутников на протяжении долгого времени не пользовались популярностью и вновь вошли в обиход лишь в середине XX века. В большей части ранней астрономической литературы Каллисто упоминается по римской нумерации, введенной Галилеем, как Юпитер IV или как "четвертый спутник Юпитера". Устойчивой английской прилагательной формы этого имени не существует. Прилагательная форма греческого Καλλιστῴ Kallistōi – Καλλιστῴος Kallistōios, от которой можно было бы ожидать латинского Callistōius и английского *Callistóian (с пятью слогами), по аналогии с Sapphóian (четыре слога) для Sapphōi и Letóian для Lētōi. Однако йота-подстрочный знак часто опускается в таких греческих именах (ср. Inóan от Īnōi и Argóan от Argōi), и действительно, встречается аналогичная форма Callistoan. У Вергилия в латинском языке появляется вторая косвенная основа: Callistōn, но соответствующий Callistonian редко встречается в английском языке. Также встречаются ad hoc формы, такие как Callistan и Callistean.

Орбита и вращение

Каллисто — самый внешний из четырёх галилеевых спутников Юпитера. Он обращается на расстоянии около 1 880 000 км (26,3 раза больше радиуса самого Юпитера, равного 71 492 км). Это значительно больше, чем радиус орбиты следующего ближайшего галилеевого спутника, Ганимеда, который составляет 1 070 000 км. В результате этой относительно далёкой орбиты Каллисто не участвует в орбитальном резонансе среднего движения, в котором зафиксированы три внутренних галилеевых спутника, и, вероятно, никогда не участвовал. Предполагается, что Каллисто будет захвачена в этот резонанс примерно через 1,5 миллиарда лет, завершив цепочку 1:2:4:8. Как и большинство других регулярных спутников планет, вращение Каллисто синхронизировано с его орбитой. Продолжительность суток на Каллисто, одновременно являющаяся его орбитальным периодом, составляет около 16,7 земных дней. Его орбита очень незначительно эксцентрична и наклонена к юпитерианскому экватору, при этом эксцентриситет и наклон меняются квазипериодически из-за гравитационных возмущений со стороны Солнца и планет в течение столетий. Диапазоны этих изменений составляют 0,0072–0,0076 и 0,20–0,60° соответственно. Динамическая изоляция Каллисто означает, что он никогда не подвергался значительному приливному нагреву, что имеет важные последствия для его внутренней структуры и эволюции. Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе около 0,01 рем (0,1 мЗв) в день, что более чем в десять раз превышает средний фоновый уровень радиации на Земле, но меньше, чем на низкой околоземной орбите или на Марсе.

Состав

Средняя плотность Каллисто составляет 1,83 г/см³, массовая доля льда – 49–55%, а также, возможно, аммиак и различные органические соединения. Его передняя полусфера темнее, чем задняя. Это отличается от других галилеевских спутников, где наблюдается обратная картина. Многие свежие ударные кратеры, такие как Лофн, также демонстрируют обогащение углекислым газом. Было установлено, что Каллисто реагирует на изменяющееся фоновое магнитное поле Юпитера как идеально проводящая сфера; то есть поле не может проникать внутрь Каллисто, что указывает на наличие внутри него слоя высокопроводящей жидкости толщиной не менее 10 км. В этом случае слой воды и льда может достигать толщины 250–300 км. (определено в ходе близких пролётов) позволяют предположить, что если Каллисто находится в гидростатическом равновесии, его внутреннее строение состоит из сжатых пород и льда, при этом содержание пород увеличивается с глубиной из-за частичного разделения составляющих. Иными словами, Каллисто может быть лишь частично дифференцирован. Плотность и момент инерции для Каллисто, находящегося в равновесии, согласуются с существованием небольшого силикатного ядра в его центре. Радиус такого ядра не может превышать 600 км, а его плотность может лежать в диапазоне от 3,1 до 3,6 г/см³. Однако повторный анализ данных, полученных аппаратом «Галилео» в 2011 году, предполагает, что Каллисто не находится в гидростатическом равновесии. В этом случае данные о гравитации могут лучше соответствовать более дифференцированному Каллисто с гидратированным силикатным ядром.

Особенности поверхности

Древняя поверхность Каллисто – одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе. Фактически, плотность кратеров близка к насыщению: любой новый кратер будет стремиться стереть более старый. Крупномасштабная геология относительно проста; на Каллисто нет крупных гор, вулканов или других эндогенных тектонических образований. Ударные кратеры и многокольцевые структуры – вместе с ассоциированными трещинами, уступами и отложениями – являются единственными крупными объектами, обнаруженными на поверхности и в окружающей местности. Возможно, это криовулканические отложения. Диаметры ударных кратеров варьируются от 0,1 км – предела, определяемого разрешением изображений – до более чем 100 км, не считая многокольцевых структур. Второй по величине – Асгард, диаметром около 1600 км. Наиболее вероятным процессом является медленная сублимация льда, которая обеспечивается температурой до 165 К, достигаемой в точке, обращенной к Солнцу. Абсолютное датирование не проводилось, но, основываясь на теоретических соображениях, предполагается, что равнины, покрытые кратерами, имеют возраст около 4,5 миллиардов лет, что почти соответствует времени формирования Солнечной системы. Возраст многокольцевых структур и ударных кратеров зависит от выбранных фоновых скоростей кратерирования и, по оценкам разных авторов, варьируется от 1 до 4 миллиардов лет. Вероятно, также присутствует кислород. Он был обнаружен спектрометром для картографирования в ближнем инфракрасном диапазоне (NIMS) аппарата Galileo по линии поглощения вблизи длины волны 4,2 микрометра. Поверхностное давление оценивается в 7,5 пикобар (0,75 мкПа), а плотность частиц – 4 см−3. Поскольку такая разреженная атмосфера будет потеряна всего за четыре года (см. атмосферное рассеяние), она должна постоянно восполняться, возможно, медленной сублимацией углекислого льда с ледяной коры Каллисто. Ее высокая плотность электронов (7–17 см−3) не может быть объяснена только фотоионизацией атмосферного углекислого газа. Следовательно, предполагается, что атмосфера Каллисто на самом деле состоит преимущественно из молекулярного кислорода (в количествах в 10–100 раз превышающих количество углекислого газа). Однако кислород пока не был непосредственно обнаружен в атмосфере Каллисто. Наблюдения с космического телескопа Хаббл (HST) установили верхний предел его возможной концентрации в атмосфере, основанный на отсутствии обнаружения, что все еще согласуется с измерениями ионосферы. В то же время HST смог обнаружить конденсированный кислород, захваченный на поверхности Каллисто. Атомный водород также был обнаружен в атмосфере Каллисто в результате недавнего анализа данных космического телескопа Хаббл, полученных в 2001 году. Спектральные изображения, сделанные 15 и 24 декабря 2001 года, были повторно изучены, что выявило слабый сигнал рассеянного света, указывающий на водородную корону. Наблюдаемая яркость рассеянного солнечного света в водородной короне Каллисто примерно в два раза выше при наблюдении ведущего полушария. Эта асимметрия может быть вызвана различной концентрацией водорода в ведущем и отстающем полушариях. Однако эта полусферическая разница в яркости водородной коры Каллисто, вероятно, обусловлена затуханием сигнала в геокороне Земли, которая больше при наблюдении отстающего полушария. Атмосфера Каллисто была смоделирована для лучшего понимания влияния столкновительных молекулярных взаимодействий. Исследователи использовали кинетический метод для моделирования столкновений между составляющими элементами атмосферы Каллисто (углекислым газом, молекулярным кислородом и молекулярным водородом). Моделирование учитывало термическую десорбцию этих соединений под воздействием солнечного излучения и, как следствие, изменения температуры на поверхности. Моделирование показало, что плотность атмосферы Каллисто может быть объяснена удержанием водорода более тяжелыми газами – углекислым газом и кислородом. Модель показывает, как кинетические взаимодействия между молекулами влияют на атмосферу, хотя она имеет ограничения с точки зрения рассматриваемых переменных. Моделируемые плотности коррелируют с ожидаемыми порогами для экспериментального обнаружения.

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.

Происхождение и эволюция

Частичная дифференциация Каллисто (вытекающая, например, из измерений момента инерции) означает, что он никогда не нагревался достаточно для плавления его ледяного компонента. Допустимый временной интервал формирования Каллисто находится в диапазоне от 0,1 до 10 миллионов лет. Детали конвекции в твердом состоянии льда являются основным источником неопределенности в моделях всех ледяных спутников. Известно, что она развивается, когда температура достаточно близка к точке плавления из-за температурной зависимости вязкости льда. Считается, что она протекает в так называемом режиме "стагнирующей крышки", где жесткий, холодный внешний слой Каллисто проводит тепло без конвекции, в то время как лед под ним конвектирует в твердофазном режиме. Современное понимание эволюции Каллисто допускает существование в ее недрах слоя или "океана" жидкой воды. Это связано с аномальным поведением температуры плавления льда I фазы, которая уменьшается с увеличением давления, достигая 251 К при 2070 бар (207 МПа). Это также связано с большим приливным нагревом, испытываемым Ганимедом, и более многочисленными и энергичными ударами, которым подвергся Ганимед во время поздней тяжелой бомбардировки. Относительно простая геологическая история Каллисто предоставляет планетологам опорную точку для сравнения с другими, более активными и сложными мирами. Возможный подповерхностный океан может состоять из соленой воды. Возможно, в океане могут процветать галофилы. Как и в случае с Европой и Ганимедом, была высказана идея о том, что в соленом океане под поверхностью Каллисто могут существовать условия для обитания и даже внеземная микробная жизнь. Однако условия окружающей среды, необходимые для жизни, кажутся менее благоприятными на Каллисто, чем на Европе. Основные причины – отсутствие контакта с каменистым материалом и меньший тепловой поток из недр Каллисто.

Прошлое

Встречи с Юпитером с помощью аппаратов "Пионер-10" и "Пионер-11" в начале 1970-х годов дали немного новой информации о Каллисто по сравнению с тем, что уже было известно из наблюдений с Земли. Настоящий прорыв произошел позже, с пролётов "Вояджера-1" и "Вояджера-2" в 1979 году. Они засняли более половины поверхности Каллисто с разрешением 1–2 км и точно измерили её температуру, массу и форму. В феврале-марте 2007 года зонд "New Horizons", направлявшийся к Плутону, получил новые изображения и спектры Каллисто.

Будущие исследования

В ближайшем будущем Каллисто посетят три космических аппарата. Исследователь ледяных спутников Юпитера (JUICE) Европейского космического агентства, запущенный 14 апреля 2023 года, совершит 21 близкий пролёт мимо Каллисто в период с 2031 по 2034 год. "Europa Clipper" от NASA, запуск которого запланирован на октябрь 2024 года, проведёт девять близких пролётов мимо Каллисто, начиная с 2030 года. Китайский аппарат CNSA "Tianwen-4" планируется запустить к Юпитеру около 2030 года, после чего он выйдет на орбиту вокруг Каллисто.

Старые предложения

Ранее планировалось, что миссия Europa Jupiter System Mission (EJSM) будет запущена в 2020 году. В феврале 2009 года было объявлено, что ESA/NASA присвоили этой миссии приоритет по сравнению с миссией к системе Титан-Сатурн. В то время вклад ESA все еще оставался в конкуренции за финансирование с другими проектами ESA. EJSM включала в себя орбитальный аппарат Jupiter Europa Orbiter под руководством NASA, орбитальный аппарат Jupiter Ganymede Orbiter под руководством ESA и, возможно, орбитальный аппарат Jupiter Magnetospheric Orbiter под руководством JAXA.

Потенциальные исследования с экипажем и поселение

[[Файл:База Каллисто. PNG|thumb|right|Художественное представление базы на Каллисто

Исследование предложило возможность создания поверхностной базы на Каллисто для производства ракетного топлива, необходимого для дальнейшего исследования Солнечной системы. Преимуществами размещения базы на Каллисто являются низкий уровень радиации (благодаря удаленности от Юпитера) и геологическая стабильность. Такая база могла бы облегчить дистанционное исследование Европы или стать идеальной перевалочной станцией в системе Юпитера для космических аппаратов, направляющихся в дальние области Солнечной системы, используя гравитационный маневр при близком пролете Юпитера после старта с Каллисто.