Каллисто (спутник)


Каллисто (спутник)
Каллисто
Каллисто
Вид на сильно кратерированную поверхность противоюпитерианского полушария Каллисто. Фото было получено в 2001 году КА НАСА «Галилео». Большая ударная геоструктура "Асгард" виднеется в верхнем правом углу изображения, кратер с радиальными лучами ниже и правее центра называется Брен
Другие названия

Юпитер IV

Открытие
Первооткрыватель

Галилео Галилей

Дата открытия

7 января 1610[1]

Орбитальные характеристики
Перийовий

1 869 000 км[b]

Апойовий

1 897 000 км[a]

Большая полуось (a)

1 882 700 км[2]

Эксцентриситет орбиты (e)

0,0074[2]

Сидерический период обращения

16,6890184 д[2]

Орбитальная скорость (v)

8,204 км/с

Наклонение (i)

0,192° (к локальной плоскости Лапласа)[2]

Чей спутник

Юпитера

Физические характеристики
Средний радиус

2410,3 ± 1,5 км (0,378 земного)[3]

Площадь поверхности (S)

7,30·107 км2 (0,143 земной)[c]

Объём (V)

5,9·1010 км3 (0,0541 земного)[d]

Масса (m)

1,075 938 ± 0.000 137·1023 кг (0,018 земной)[3]

Средняя плотность (ρ)

1,834 4 ± 0,003 4 г/см3[3]

Ускорение свободного падения на экваторе (g)

1,235 м/с2 (0,126 g)[e]

Вторая космическая скорость (v2)

2,440 км/с[f]

Экваториальная скорость вращения

синхронизирован[3]

Период вращения (T)

синхронизирован (повёрнут к Юпитеру одной стороной)

Наклон оси

нулевой[3]

Альбедо

0,22 (геометрическое)[4]

Видимая звёздная величина

5,65 (в противостоянии)[5]

Температура
 
мин. сред. макс.
поверхностная (К)[4]
80 ± 5 134 ± 11 165 ± 5
Атмосфера
Атмосферное давление

7,5 пБар[6]

Состав:

~4·108 см−3 Двуокись углерода[6]
более чем 2·1010 см−3 Молекулярного кислорода(O2)[7]

Каллисто — четвёртый по удаленности от центральной планеты Галилеев спутник Юпитера.[2] Был открыт в 1610 году Галилео Галилеем, назван в честь персонажа древнегреческой мифологии — Каллисто (греч. Καλλιστώ), любовницы Зевса.

Благодаря низкому уровню радиационного фона в его окрестностях и своим размерам, Каллисто часто предлагается для основания станции, которая послужит для дальнейшего освоения системы Юпитера человечеством[8]. На 2012 год, основной объем знаний об этом спутнике получен на базе работы КА «Галилео», другие АМС — «Пионер-10», «Пионер-11», «Вояджер-1», «Вояджер-2», «Кассини» и «Новые горизонты» — изучали спутник с пролетных траекторий к другим планетам.

Содержание

Основные сведения

Период вращения Каллисто синхронен с орбитальным периодом, таким образом, спутник всегда обращён к Юпитеру лишь одной стороной (находится в приливном захвате). Так как спутник не находится в высокочастотном орбитальном резонансе с другими крупными спутниками, возмущения со стороны Ио, Европы, Ганимеда не вызывают увеличения эксцентриситета его орбиты и не приводят к приливному разогреву из-за взаимодействия с центральной планетой[9].

По своим размерам, Каллисто является третьим по величине спутником в Солнечной системе, а в спутниковой системе Юпитера — вторым после Ганимеда. При сравнении с планетой Меркурий, диаметр Каллисто приблизительно составляет около 99 %, а масса всего треть от этой планеты. Каллисто состоит из приблизительно равного количества горных пород и льдов, со средней плотностью около 1,83 г/см3. Спектроскопия выявила на поверхности Каллисто такие соединения как водяной лёд, углекислый газ, силикаты и органику.

Поверхность Каллисто сильно кратерирована, что указывает на её значительный возраст, и по сравнению с другими внутренними лунами менее всего подвержена влиянию магнитосферы Юпитера, потому как её орбита самая удалённая из них[10]. На спутнике практически не заметно следов подповерхностных процессов (например, тектонических) или вулканизма, и очевидно главную роль в формировании рельефа на спутнике играют ударные столкновения[11]. Наиболее характерной внешней особенностью поверхности Каллисто являются многокольцовые структуры («цирки»), а также большое количество ударных кратеров различной формы, цепочки кратеров, которые в отдельных случаях сливаются друг с другом с образованием единой борозды («катены»), и связанные со всеми этими структурами откосы, гребни и отложения[11]. Низменности спутника характеризуются сглаженным ландшафтом и более тёмным цветом поверхности, в то время как верхние части возвышенностей покрыты яркими отложениями инея.[4] Относительно небольшое количество маленьких кратеров по сравнению с бо́льшими по размеру, а также заметная распространенность холмов на спутнике указывает на постепенное разрушение его современного рельефа процессами сублимации.[12] Точный возраст геоструктур Каллисто неизвестен.

Каллисто окружена оболочкой из чрезвычайно разреженной атмосферы, состоящей из углекислого газа[6] и возможно из молекулярного кислорода[7], а также относительно мощной ионосферы[13].

Каллисто, как предполагается, сформировалась за счёт медленной аккреции из газопылевого диска, окружавшего Юпитер после его формирования[14]. Небольшая скорость наращивания массы Каллисто при слабом приливном взаимодействии была недостаточной для разогрева недр спутника и дифференциации их слоев. Медленная конвекция, которая началась вскоре после начала формирования спутника, привела к частичной дифференциации и формированию подповерхностного океана на глубине 100—150 км, а также небольшого ядра из горных пород[15]. На основании выполненных измерений с борта КА «Галилео», глубина подповерхностного слоя из жидкой воды превышает 100 км[16][17]. Присутствие океана в недрах Каллисто делает этот спутник одним из возможных мест присутствия внеземной жизни в Солнечной системе. Однако, по сравнению с Европой, на Каллисто условия для возникновения и поддержания жизни на основе хемосинтеза неблагоприятны[18].

Открытие и получение имени

Каллисто была обнаружена Галилео Галилеем в январе 1610 года вместе с тремя другими большими спутниками Юпитера Ганимедом, Ио, Европой[1] и получила своё имя, как и другие галилеевы спутники, в честь одной из возлюбленных древнегреческого бога Зевса. Каллисто упоминается как нимфа (или, в соответствии с множеством источников, как дочь Ликаона), связанная с богиней охоты, Артемидой[19]. Название для спутника предложил Симон Марий вскоре после открытия[20]. Марий приписывал мысли о наименовании Галилеевых спутников Иоганну Кеплеру[19], однако, современные названия галилеевых спутников не находили широкого употребления вплоть до середины 20 столетия. Во множестве ранней астрономической литературы Каллисто упоминается как Юпитер IV (по системе предложенной Галилео) или как «четвёртый спутник Юпитера»[21]. Адъективной формой названия спутника в научной литературе будет: Каллистонианский-ая[22].

Исследование

Пролет вблизи Юпитера в 1970-ых годах АМС Пионер-10 и Пионер-11 лишь незначительно расширил представления о поверхности и внутренней структуре Каллисто по сравнению с тем, что было о нем известно благодаря наземным наблюдениям.[4] Подлинным прорывом стало исследование спутника КА Вояджер-1 и 2 в ходе их пролёта около Юпитера в 1979—1980 годах. Они позволили провести фотографирование более чем половины поверхности спутника с разрешением в 1-2 км, и провести точные замеры массы, формы и температуры поверхности.[4] Новая эпоха исследований длилась с 1994 по 2003, когда КА Галилео совершил восемь близких пролётов от Каллисто, а во время последнего пролёта по орбите C30 в 2001 прошёл на расстоянии в 138 км от поверхности спутника. Галилео провёл глобальное фотографирование поверхности спутника и сделал немало фотографий с разрешением до 15 метров для некоторых отдельных районов спутника.[11] В 2000 году, КА Кассини, находясь в полёте к системе Сатурна, получил инфракрасные спектры Каллисто с высоким разрешением.[23] В феврале-марте 2007 года, КА Новые горизонты, находясь в пути к Плутону, получил новые изображения Каллисто в разных спектрах.[24]

Проекты будущих КА

Предложенная к запуску в 2020 году Europa Jupiter System Mission (EJSM), представляет из себя совместный проект НАСА/ЕКА по исследованию лун Юпитера и его магнитосферы. В феврале 2009 ЕКА и НАСА подтвердили, что миссии был присвоен более высокий приоритет, чем Titan Saturn System Mission.[25] Но так как ЕКА осуществляет одновременную поддержку других программ, то европейский вклад в эту программу сталкивается с финансовыми трудностями.[26] EJSM будет состоять предположительно из 4 аппаратов: Jupiter Europa Orbiter (НАСА), Jupiter Ganymede Orbiter (ЕКА) и, возможно, Jupiter Magnetospheric Orbiter (JAXA), а также Jupiter Europa Lander (ФКА).

Орбита и вращение

Каллисто (внизу и слева), Юпитер (наверху и справа) и Европа (ниже и левее Большого Красного Пятна). Фото было сделано с борта КА «Кассини»

Каллисто — внешняя из четырёх Галилеевых лун. Её орбита пролегает на растоянии в 1 882 000 км от Юпитера и составляет примерно 26,3 его радиусов (71 492 км)[2]. Это значительно больше, чем орбитальный радиус следующего, самого близкого к Каллисто, спутника Ганимеда, который составляет 1 070 000 км. Благодаря относительно отдалённой орбите, Каллисто не находится и вероятно никогда не находилась в орбитальном резонансе с тремя другими Галилеевыми спутниками[9].

Как и большинство регулярных спутников планет, Каллисто вращается синхронно с собственным орбитальным движением[3]. Таким образом, длительность дня на Каллисто составляет 16,7 земных суток. Орбита спутника характеризуется небольшим эксцентриситетом и наклоном к экватору Юпитера, которые подвержены квази­периодическим изменениям из-за Солнечных и планетарных гравитационных возмущений на протяжении столетий. Диапазон изменений составляет 0,0072-0,0076 и 0,20-0,60°, соответственно[9]. Эти орбитальные возмущения также заставляют наклон оси вращения варьироваться между 0,4 и 1,6°[27]. Своебразная «динамическая изолированность» Каллисто сыграла свою роль и спутник никогда не подвергался влиянию приливного разогрева, что имело важные последствия для недр спутника и его геологической эволюции[28]. Такое расстояние от Юпитера означает также, что поток заряженных частиц в планетарной магнитосфере на поверхность Каллисто относительно низкий — примерно в 300 раз ниже, чем на Европе. Следовательно, в отличие от других Галилеевых лун, радиация не сыграла важной роли в формировании внешнего облика поверхности спутника[10]. Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе в примерно 0,01 бэр (0,1 мЗв) в сутки[29].

Физические характеристики

Состав

Ближний инфракрасный спектр тёмных кратерированных равнин (красный) и ударного кратера Асгард (голубой), показывает значительное присутствие водяного льда (линии поглощения с 1 до 2 мкм)[30] и меньшее обилие горных пород внутри кратера Асгард.

Средняя плотность Каллисто равна 1,83 г/см3[3], что означает внутренний состав с равным количеством водяного льда и горных пород с дополнительными включениями в виде замерзших газов[16]. Массовая доля льдов Каллисто, приблизительно составляет 49-55 %[16][15]. Точный состав горных пород спутника не известен, но вероятно он близок к составу обычных хондритов класса L/LL, для которых характерно низкое содержание свободного железа, небольшой процент чистого металлического железа и большее значение оксидов железа, чем для хондритов класса H. Соотношение между железом и кремнием в Каллисто составляет 0,9:1,3 (для примера, на Солнце данное соотношение примерно равно 1:8)[16].

Альбедо поверхности Каллисто примерно равно 20 %[4]. Состав поверхности Каллисто, как считают, в целом совпадает с общим для Каллисто составом. Близкая инфракрасная спектроскопия выявила полосы поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 микрометров[4]. Кажется, что водяной лёд на поверхности Каллисто встречается повсеместно, и по разным оценкам его массовая доля будет равно от 25 до 50 %[17]. Анализ ближних инфракрасных и ультрафиолетовых спектров в высоком разрешении, полученных на КА «Галилео» и с наземных наблюдений, выявил значительную часть материи, не состоящую изо льда: магний и железо, содержащие гидратированные силикаты[4], углекислый газ[23], сернистый газ[31], а также, вероятно, аммиак и различные органические соединения[4][17]. Предполагается наличие некоторого количества толинов на поверхности по результатам миссии[32]. Кроме того, спектральные данные указывают на чрезвычайную неоднородность поверхности спутника в локальных масштабах. Небольшие яркие пятна чистого водяного льда хаотично перемешиваются со смесью из горных пород и льда, что вызывает видимый эффект бо́льшего распространения тёмных областей спутника, состоящих из бедных льдами пород[4][11].

Для поверхности Каллисто свойственна асимметрия: ведущее полушарие[g] темнее, чем ведомое. В этом отношении Каллисто сильно отличается от остальных галилеевых спутников, где ситуация обратная[4]. Ведомое полушарие[g], судя по всему, богато углекислым газом, тогда как ведущее полушарие в большей степени сернистым газом[33]. Множество относительно молодых ударных кратеров (подобных кратеру Адлинды) способствуют обилию углекислого газа на спутнике[33]. В целом, химический состав поверхности Каллисто, в особенности его тёмных областей, скорее всего близок составу астероидов D класса[11], поверхность которых состоит из углеродосодержащей материи.

Внутренняя структура

Модель внутреннего строения Каллисто на которой можно различить ледянную кору, возможный жидкий водный океан и ядро из льдов и горных пород

Сильно изрытый кратерами поверхностный слой Каллисто покоится на холодной и жёсткой ледяной литосфере, толщина которой по разным оценкам составляет от 80 до 150 км[16][15]. Если исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников были интерпретированы верно, то под ледяной корой может находиться солёный океан глубиной 50-200 км[16][15][34][35]. Было обнаружено, что Каллисто отвечает на фоновое магнитное поле Юпитера как идеальная проводящая сфера: поле не может проникнуть в недра спутника, что предполагает наличие сплошного слоя из электропроводящей жидкости толщиной не менее 10 км[35]. Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольших долей аммиака или иного антифриза в массовом соотношении, начиная с 5 % от совокупной массы жидкости[15]. В таком случае, глубина океана может доходить до 250—300 км[16]. Покоящаяся над океаном литосфера также может обладать бо́льшей толщиной и глубина поверхностного слоя может достигать 300 км.

Ниже литосферы и предполагаемого океана, недра Каллисто, судя по всему, не являются ни однородной смесью элементов, ни набором слоев с различным химическим составом каждый, а представляют из себя смесь веществ с постепенным ростом доли силикатов вместе с ростом глубины внутри спутника. Низкое значение момента инерции[h] спутника, а в соответствии с данными «Галилео»[3] его значение составляет 0,3549 ± 0,0042, позволяет предположить, что ядро Каллисто состоит из прессованных льдов и горных пород, концентрация которых увеличивается с глубиной[16][36]. Другими словами, Каллисто лишь частично дифференцирована. Плотность и момент инерции соответствуют наличию в центре спутника маленького ядра, состоящего из силикатов. В любом случае, радиус такого ядра не может превышать 600 км с предполагаемый плотностью от 3,1 до 3,6 г/см3[3][16]. Таким образом, недра Каллисто разительно отличаются от недр Ганимеда, которые, судя по всему, дифференцированы полностью[17][37].

Структуры поверхности

Изображение, полученное КА Галилео, на котором видны кратерированные равнины с выраженным локальным выравниванием поверхности спутника.
Ударный кратер Хар с центральным куполом. Несколько катен на снимке — следы формирования другого ударного кратера с названием Тиндр в верхнем правом углу изображения.

Древняя поверхность Каллисто — одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе[38]. Фактически, плотность кратеров на поверхности спутника настолько велика, что почти каждый новый ударный кратер накладывается поверх старого или ложится так близко к соседнему, что его разрушает. Крупномасштабная геология Каллисто относительно проста: на спутнике нет никаких крупных гор, вулканов и подобных эндогенных тектонических геоструктур[39]. Ударные кратеры и многокольцовые геоструктуры вместе со связанными разломами, уступами и отложениями — единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности[11][39].

Поверхность Каллисто можно распределить на следующие геологически отличные регионы: кратерированные равнины, светлые равнины, яркие и тёмные гладкие равнины, а также различные районы, связанные с ударными кратерами и частями многокольцовых геоструктур.[11][39] Кратерированные равнины покрывают бо́льшую часть поверхности спутника, и преимущественно представляют из себя смесь из льдов и горных пород. Светлые равнины не так распространены и представлены на поверхности как вместилища ярких ударных кратеров вроде Бура и Лофна, а также следов, от более древних и крупных кратеров известных как палимпсесты,[i] центральных регионов многокольцовых геоструктур, и изолированными участками на кратерированных равнинах.[11] Предположительно, светлые равнины представляют из себя отложения от ударных столкновений с Каллисто ледяных, или частично ледяных астероидов. Яркие, сглаженные равнины редко встречаются на поверхности Каллисто и представлены в основном в районе впадин и борозд около Вальхаллы и Асгарда, или некоторыми участками кратерированных равнин. Первоначально считалось, что они связаны с эндогенной активностью спутника, но фотографии в высоком разрешении, сделанные КА Галилео, демонстрируют, что яркие и гладкие равнины связаны с потрескавшейся и бугристой поверхностью и не имеют признаков тектонического или вулканического происхождения.[11] Изображения с КА Галилео также позволили различить небольшие, тёмные и сглаженные районы площадью менее 10 000 км2 в окружении более сильно пересеченной местности. Возможно они являются результатом отложений осадков криовулканической активности спутника.[11] Так как плотность кратеров в равнинных участках ниже фоновой, то они должны быть относительно молодыми геологическими образованиями.[11][40]

Изображение Вальхалы, многокольцовой астроблемы, с диаметром около 3800 км, полученное КА Вояджер-1.
Катена Гомул (англ.)русск. в центральной части снимка и две цепочки кратеров. Увеличенный фрагмент с внутренней структурой катены.

Крупнейшие геоструктуры на Каллисто — многокольцовые бассейны, которые иногда называются амфитеатрами или цирками из-за своего внешнего вида.[11][39] Наиболее крупный из них, Вальхалла, с ярким центральным регионом диаметром 600 км, и концентрическими кольцами, расходящимися от него на расстояние до 1800 км от центра.[41] Вторая по величине цирковая структура, Асгард, имеет поперечник приблизительно 1600 км.[41] Многокольцовые структуры, как считается, являются внешним проявлением распространения ударных волн в теле спутника после столкновений с крупными небесными телами, которые имели место в геологический период, когда тонкая ледяная литосфера Каллисто покрывала слой мягкой или жидкой материи, то есть подповерхностный океан.[22] На поверхности Каллисто также можно различить так называемые «катены» — например катену Гомул — которые представляют собой длинные цепочки из ударных кратеров со слившимися краями, выстроившихся по строгим, прямым линиям на поверхности Каллисто. Вероятно, они являются следствием столкновения с поверхностью Каллисто остатков объектов, которые, подойдя чрезмерно близко к Юпитеру — ещё до своего столкновения с Каллисто — были разрушены приливными силами центральной планеты, или являются результатом пологих касательных столкновений с постепенным разрушением падающих тел.[11][42] В последнем случае их разрушение могло произойти вследствие их взаимодействия с неровностями рельефа спутника, либо быть результатом комбинации приливного действия Каллисто и центробежных сил из-за их собственного вращения (см. также Спутники астероидов).

Обычные ударные кратеры на спутнике имеют размер от 0,1 км — данный лимит определяется разрешающей способностью камер КА — до 200 км.[11] Небольшие кратеры, с диаметрами менее 5 км, имеют округлую форму или представляют из себя чашу с плоским дном. Кратеры с размерами от 5 до 40 км обычно имеют возвышение в самом центре. Более крупные ударные кратеры размером 25-100 км, вместо центрального возвышения имеют центральную выемку, как, например, структура Тиндр.[11] Крупнейшие кратеры с размерами от 60 км могут иметь в центре своего рода «купола», что является следствием тектонического подъёма после столкновения (например, Дох и Хар).[11]

Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто были обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с альбедо выше 80 %, окружённые более тёмной материей.[4] Фотографии с высоким разрешением, полученные КА Галилео, позволяют определить то, что эти яркие участки поверхности преимущественно расположены на возвышенных геоструктурах — на валах кратеров, уступах, гребнях и буграх.[4] Вероятно они представляют из себя тонкие отложения водного инея. Тёмная материя обычно находится в окрестностях этих низменностей, то есть окружает яркие участки и кажется относительно гладкой и ровной. Нередко она формирует собой участки 5 км поперечником на дне кратера и в межкратерных понижениях.[4]

Два оползня длиной 3-3,5 км в правой части двух крупных кратеров.

На масштабах менее километра рельеф Каллисто подвержен эрозионным процессам в бо́льшей степени по сравнению с остальными ледяными Галилеевыми лунами.[4] На поверхности наблюдается дефицит небольших ударных кратеров с диаметрами менее 1 км по сравнению с теми же тёмными равнинами Ганимеда.[11] Вместо небольших кратеров, почти повсеместно можно заметить небольшие бугры и впадины.[4] Как считается, бугры представляют собой остатки валов кратеров, деградировавших из-за ещё не до конца ясных процессов.[12] Наиболее вероятная причина этого явления — медленная сублимация льдов, начинающаяся при росте температуры, которая на освещенной Солнцем стороне достигает 165 К.[4] Сублимация воды или иных летучих соединений из «Загрязнённого льда» вызывает разрушение внешних кромок кратеров, неледяные составляющие кромок формируют осколочные обвалы, высота и наклон которых уменьшаются вместе с развитием этого процесса.[12] Такие обвалы, часто наблюдаемые и вблизи от кратеров и внутри них, в научной литературе получили название «осколочного фартука».[4][11][12] Иногда кратерные валы разрушены так называемыми «оврагами» — извилистыми, напоминающими долины бороздами, которые проходят в касательном направлении по отношению к кромке кратеров и имеют аналоги среди геоструктур Марса.[4] Если гипотеза о сублимации льдов правильна, то лежащие в низменностях тёмные участки поверхности состоят из преимущественно бедных летучими веществами пород, которые первоначально лежали в валах, окружающих кратеры, а затем накрыли собой ледяную поверхность Каллисто.

Примерный возраст той ли иной поверхности, геоструктуры на Каллисто определяется плотностью её кратерирования. Чем старее поверхность, тем плотнее она кратерирована.[43] Абсолютная хронология структур на поверхности Каллисто неясна, но основываясь на теоретических выкладках, в основном кратерированные равнины имеют возраст в ~4.5 миллиардов лет, что примерно соответствует возрасту Солнечной системы. Время формирования многокольцовых структур и различных ударных кратеров зависит от выбранного уровня и фона кратерирования, и оценивается различными авторами от 1 до 4 млрд лет.[11][38]

Атмосфера и ионосфера

Индуцированное магнитное поле вокруг Каллисто

У Каллисто была обнаружена крайне разреженная атмосфера из углекислого газа.[6] Она была зафиксирована спектрометром для картирования в ближней инфракрасной области (NIMS) на борту КА Галилео по линиям поглощения на длине волн в 4.2 микрометра. Приповерхностное давление — оценивается в приблизительно 7.5 ·10−12 бар (0.75 мкПА), а плотность частиц в 4·108 см−3. Поскольку такая тонкая атмосфера была бы утеряна за 4 дня (см. Диссипация атмосфер планет), она должна постоянно пополняться, очевидно благодаря сублимации углекислого газа в форме льда,[6] что дополнительно подтверждает гипотезу о деградации валов кратеров и формировании из остаточных горных пород бугров благодаря сублимации льдов.

Ионосфера у Каллисто также была обнаружена именно во время пролёта КА Галилео;[13] и её высокая электронная плотность в 7-17·104 см−3 не может объясняться фотоионизацией одного лишь атмосферного углекислого газа. Следовательно, есть основания для подозрений в том — что атмосфера Каллисто на самом деле состоит в основном из молекулярного кислорода и его массовая доля в 10-100 раз превышает долю углекислого газа.[7]

Однако на 2012 год, непосредственно в атмосфере Каллисто кислород не был зафиксирован. Наблюдения с Хаббла (HST) позволили установить верхний предел для его возможной концентрации в атмосфере, базирующийся на прежних попытках его обнаружения, и совпадающий с измерениями ионосферы спутника Галилео.[44] Одновременно с этим HST зафиксировал повышенную концентрацию кислорода в поверхностных ледяных слоях Каллисто.[45]

Происхождение и эволюция

Частичная дифференциация Каллисто, которая была определено из измерений инерциального момента, означает, что спутник никогда не был разогрет до температур, достаточных для расплавления различных льдов, которые составляют его немалую часть.[15] Поэтому, наиболее вероятная модель формирования спутника предполагает под собой медленную аккрецию внешних слоев диска разреженной Юпитерианской газопылевой прототуманности, которая окружала Юпитер в процессе его образования.[14] Тепло, генерируемое ударными столкновениями, радиоактивным распадом и процессом уплотнения спутника вместе с ростом его массы, за счет длительной и медленной аккреции вещества успешно отводилось в космос, что в результате предотвратило плавление льдов и быстрое расслоение веществ с разными плотностями.[14] Допустимый временной промежуток, в течение которого предположительно формировался спутник, находится между 0,1 -10 млн лет.[14]

Фото эродирующих (выше) и полностью эродировавших (ниже) бугров (~100 м высотой), возможно сформировавшихся из материи, выброшенной при ударном столкновении

Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции была предопределена балансом между радиоактивным нагревом, охлаждением через лучистой перенос вблизи от поверхности, а также твёрдой или полутвёрдой конвекцией в недрах.[28] Так как в силу температурной зависимости вязкости льда, перемешивание внутренних слоев должно возникать только при температуре, близкой к температуре его плавления, полутвёрдая конвекция является одной из главных проблем в моделировании недр всех ледяных спутников, включая Каллисто.[46] Данный процесс является исключительно медленным со скоростью движения льда ≈1 см/год, но несмотря на это, является эффективным охлаждающим механизмом на длительных временных отрезках.[46] Постепенно это переходит в так называемый «режим закрытой крышки», когда жёсткий и холодный внешний слой спутника проводит тепло без конвекции, тогда как льды под ним находятся в состоянии полутвёрдой конвекции.[15][46] В случае Каллисто, внешний проводящий уровень представляет собой твёрдую и холодную литосферу толщиной около 100 км, которая достаточно эффективно препятствует внешним проявлениям тектонической активности на спутнике.[46][47] Конвекция в недрах Каллисто может быть многоуровневой по причине разных кристаллических фаз водяного льда на разных глубинах внутри спутника — на поверхности, при минимальной температуре и давлении, лед имеет фазу I, тогда как в центральных областях должен находиться в фазе Лёд VII.[28] Рано начавшаяся полутвёрдая конвекция в недрах Каллисто предотвратила крупномасштабное плавление льдов и какую-бы то ни было дифференциацию, которая иначе сформировала бы ядро из горных пород и ледяную мантию. Благодаря очень медленной конвекции или дифференциации горных пород и льдов в недрах Каллисто, процесс продолжается уже миллиарды лет, и очевидно по сей день.[47]

Текущее понимание формирования и эволюции Каллисто включает в себя существование подповерхностного океана из жидкой воды. Это увязывается с аномальным поведением льда I при температуре плавления, которая уменьшается с давлением, достигая температуры в 251 K при 2,070 барах (207 МПа).[15] Во всех максимально приближенных к реальности моделях температура на уровне между 100 и 200 км очень близка или немного превышает его температуру плавления и превращения в жидкую воду.[28][46][47] Присутствие даже небольших количеств аммиака — даже около 1-2 % в массовой доле — практически гарантирует существование жидкого слоя, потому как добавление аммиака еще более понижает температуру плавления.[15]

Хотя Каллисто и напоминает — по крайней мере по своим объему и массе — Ганимед, у него была гораздо более простая геологическая история. Поверхность Каллисто формировалась преимущественно ударными столкновениями и другими экзогенными силами.[11] В отличие от соседнего Ганимеда с его бороздчатыми поверхностями, в данном случае имеются лишь небольшие намёки на тектоническую активность.[17] Теории, которые были предложены для объяснения этих различий Каллисто и Ганимеда, основываются на предположении о разной степени их внутреннего нагрева при формировании, что и привело к разной степени гравитационной дифференциации и геологической активности.[48] В случае более крупного Ганимеда, на его внутренний разогрев более заметное влияние оказывали приливные возмущения из-за орбитального резонанса,[49] а из-за бо́льшей орбитальной скорости Ганимеда, в период так называемой поздней тяжёлой бомбардировки астероидами и кометами, при столкновении с небесными телами выделялось бо́льше энергии по сравнению с такими же соударениями с Каллисто.[50][51][52] Относительно простая геологическая история Каллисто служит отправной точкой для планетологов при сравнении её с более сложными и активными мирами и спутниками.[17]

Сопоставление размеров Земли, Луны и Каллисто

Возможность жизни в океане

Как и в случае Европы и Ганимеда, популярна идея о возможности существования в подповерхностном океане Каллисто внеземной микробиальной жизни.[18] Однако, на Каллисто условия для жизни несколько хуже чем на Европе или Ганимеде. Основные причины: недостаточность соприкосновения с горными породами и низкий тепловой поток от недр спутника.[18] Учёный Торренс Джонсон сказал следующее об отличии условий жизни на Каллисто от остальных Галилеевых спутников:[53]

« Основными компонентами важными для возникновения жизни—называемыми 'пре-биотической химией'—обладают множество объектов Солнечной системы, вроде комет, астероидов и ледяных спутников. Биологи сходятся на том что обязательным условием для жизни служит наличие источника энергии и жидкой воды, таким образом было бы интересно найти воду в жидкой форме вне Земли. Но наличие мощного источника энергии также важно, а в настоящий момент океан Каллисто греется лишь за счёт радиоактивного распада, тогда как океан Европы ещё и приливными силами, благодаря близости к Юпитеру. »

Если основываться на упомянутых выше соображениях и остальных научных наблюдениях, то среди всех Галилеевых лун у Европы самые большие шансы на поддержание жизни, по крайней мере, в форме бактерий.[18][54]

Потенциал для колонизации

База на Каллисто в представлении художника[55]

Начиная с 1980 годов Каллисто считается привлекательной целью для пилотируемого космического полёта после аналогичной миссии на Марс благодаря тому, что лежит вне радиационного пояса Юпитера[56]. В 2003 НАСА провела концептуальное исследование под названием Human Outer Planets Exploration (HOPE рус.Надежда) в котором было расмотрено будущее освоения человечеством Внешней Солнечной системы. Одной из детально рассмотренных целей была Каллисто[8][57].

Было предложено в перспективе построить на спутнике станцию по переработке и производству топлива из окружающих льдов для КА, направляющихся для исследования более отдалённых областей Солнечной системы, помимо этого лёд можно было бы использовать и для добычи воды[55]. Одним из преимуществ основания такой станции именно на Каллисто считается низкий уровень радиационного излучения (благодаря отдалённости от Юпитера) и геологическая стабильность. С поверхности спутника можно было бы удалённо, почти в режиме реального времени исследовать Европу, а также создать на Каллисто промежуточную станцию для обслуживания КА направляющихся к Юпитеру для совершения гравитационного манёвра в направлении внешней Солнечной системы после того как они покинут спутник[8]. Исследование называет программу EJSM — предпосылкой к пилотируемому полёту. Считается, что к Каллисто отправится от одного до трёх межпланетных кораблей, один из которых будет нести экипаж, а остальные — наземную базу, устройство для добычи воды и реактор для выработки энергии. Предполагаемая длительность пребывания на поверхности спутника: от 32 до 123 суток; сам полёт, как считается, займёт от 2 до 5 лет.

В вышеупомянутом отчёте НАСА за 2003 год, было предположено, что пилотируемая миссия к Каллисто будет возможна к 2040-ым годам, а также были упомянуты технологии, которые должны быть разработаны и опробованы до указанного срока, вероятно до и в ходе пилотируемых полётов к Луне и Марсу[58][59].

См. также

Заметки

  1. ^  Апоапсида выводится из большой полуоси (a) и эксцентриситета орбиты (e): a(1+e).
  2. ^  Периапсида выводится из большой полуоси (a) и эксцентриситета орбиты (e): a(1-e).
  3. ^  Площадь поверхности выведена из радиуса (r): 4\pi r^2.
  4. ^  Объём выведен из радиуса (r): \frac{4}{3}\pi r^3.
  5. ^  Ускорение свободного падения на экваторе выведено из массы (m), и гравитационной постоянной (G) а также радиуса (r): \frac{Gm}{r^2}.
  6. ^  Первая космическая скорость для Каллисто вычислена исходя из массы (m), гравитационной постоянной (G) а также радиуса (r): \textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}.
  7. ^  Ведущее полушарие — полушарие обращённое в направлении орбитального движения; ведомое полушарие направленно в противоположную сторону.
  8. ^  Небольшой инерциальный момент Каллисто был выведен из уравненияI/(mr2), где I инерциальный момент, m масса, и r максимальный радиус. Значение 0.4 присуще однородным сфероидальным телам, но значение ниже 0.4 говорит о том что плотность повышается с глубиной.
  9. ^  В случае ледяных спутников, палимпсесты определяются как круглые, яркие геоструктуры, вероятно остатки древних ударных кратеров; (С) Greeley. 2000.[11]

Примечания

  1. 1 2 Galilei, G.; Sidereus Nuncius (March 13, 1610)
  2. 1 2 3 4 5 6 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. (2001). «Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto». Icarus 153 (1): 157–161. DOI:10.1006/icar.2001.6664. Bibcode2001Icar..153..157A.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Moore, Jeffrey M. (2004), "Callisto", in Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press, <http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf> 
  5. Classic Satellites of the Solar System. Observatorio ARVAL. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. Проверено 13 июля 2007.
  6. 1 2 3 4 5 Carlson, R. W.; et al. (1999). «A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto» (PDF). Science 283 (5403): 820–821. DOI:10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. Bibcode1999Sci...283..820C.
  7. 1 2 3 Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al. (2005). «Atmosphere of Callisto» (PDF). Journal of Geophysics Research 110 (E2): E02003. DOI:10.1029/2004JE002322. Bibcode2005JGRE..11002003L.
  8. 1 2 3 Trautman, Pat; Bethke, Kristen Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (PDF). NASA (2003). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  9. 1 2 3 Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). «Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites». Icarus 159 (2): 500–504. DOI:10.1006/icar.2002.6939. Bibcode2002Icar..159..500M.
  10. 1 2 Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. (2001). «Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites» (PDF). Icarus 139 (1): 133–159. DOI:10.1006/icar.2000.6498. Bibcode2001Icar..149..133C.
  11. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; et al. (2000). «Galileo views of the geology of Callisto». Planetary and Space Science 48 (9): 829–853. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00050-7. Bibcode2000P&SS...48..829G.
  12. 1 2 3 4 Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. (1999). «Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission». Icarus 140 (2): 294–312. DOI:10.1006/icar.1999.6132. Bibcode1999Icar..140..294M.
  13. 1 2 Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al. (2002). «Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations». Journal of Geophysics Research 107 (A11). DOI:10.1029/2002JA009365. Bibcode2002JGRA.107kSIA19K.
  14. 1 2 3 4 Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion» (PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3404–3423. DOI:10.1086/344684. Bibcode2002AJ....124.3404C.
  15. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Spohn, T.; Schubert, G. (2003). «Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?» (PDF). Icarus 161 (2): 456–467. DOI:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Bibcode2003Icar..161..456S.
  16. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). «Internal structure of Europa and Callisto». Icarus 177 (2): 550–369. DOI:10.1016/j.icarus.2005.04.014. Bibcode2005Icar..177..550K.
  17. 1 2 3 4 5 6 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). «The Galilean Satellites» (PDF). Science 286 (5437): 77–84. DOI:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
  18. 1 2 3 4 Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). «Astrobiology of Jupiter's Icy Moons» (PDF). Proc. SPIE 5555. DOI:10.1117/12.560356.
  19. 1 2 Satellites of Jupiter. The Galileo Project. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. Проверено 31 июля 2007.
  20. Marius, S. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614.
  21. Barnard, E. E. (1892). «Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter». Astronomical Journal 12: 81–85. DOI:10.1086/101715. Bibcode1892AJ.....12...81B.
  22. 1 2 Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. Geological Evidence for an Ocean on Callisto (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (2001). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  23. 1 2 Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. (2003). «Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter». Icarus 164 (2): 461–470. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. Bibcode2003Icar..164..461B.
  24. Morring, F. (2007-05-07). «Ring Leader». Aviation Week & Space Technology: 80–83.
  25. Rincon, Paul. Jupiter in space agencies' sights, BBC News (20 февраля 2009). Проверено 20 февраля 2009.
  26. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA (21 июля 2007). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 20 февраля 2009.
  27. Bills, Bruce G. (2005). «Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter». Icarus 175 (1): 233–247. DOI:10.1016/j.icarus.2004.10.028. Bibcode2005Icar..175..233B.
  28. 1 2 3 4 Freeman, J. (2006). «Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto» (PDF). Planetary and Space Science 54 (1): 2–14. DOI:10.1016/j.pss.2005.10.003. Bibcode2006P&SS...54....2F.
  29. Frederick A. Ringwald SPS 1020 (Introduction to Space Sciences). California State University, Fresno (29 февраля 2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 4 июля 2009. (Webcite from 2009-09-20)
  30. Clark, R. N. (1981-04-10). «Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm». Journal of Geophysical Research 86 (B4): 3087–3096. DOI:10.1029/JB086iB04p03087. Bibcode1981JGR....86.3087C. Проверено 2010-03-03.
  31. Noll, K.S. Detection of SO2 on Callisto with the Hubble Space Telescope (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (1996). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  32. T. B. McCord et al. Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede (англ.) // Science : рец. науч. журнал. — 1997. — Т. 278. — № 5336. — С. 271—275. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.278.5336.271. — (PDF).
  33. 1 2 Hibbitts, C.A.; McCord, T. B.; Hansen, G.B. Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (1998). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  34. Khurana, K. K.; et al. (1998). «Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto» (PDF). Nature 395 (6704): 777–780. DOI:10.1038/27394. PMID 9796812. Bibcode1998Natur.395..777K.
  35. 1 2 Zimmer, C.; Khurana, K. K. (2000). «Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations» (PDF). Icarus 147 (2): 329–347. DOI:10.1006/icar.2000.6456. Bibcode2000Icar..147..329Z.
  36. Anderson, J. D.; Schubert, G.; Jacobson, R. A.; et al. (1998). «Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto» (PDF). Science 280 (5369): 1573–1576. DOI:10.1126/science.280.5369.1573. PMID 9616114. Bibcode1998Sci...280.1573A.
  37. Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). «Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites». Icarus 157 (1): 104–119. DOI:10.1006/icar.2002.6828. Bibcode2002Icar..157..104S.
  38. 1 2 Zahnle, K.; Dones, L. (1998). «Cratering Rates on the Galilean Satellites» (PDF). Icarus 136 (2): 202–222. DOI:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Bibcode1998Icar..136..202Z.
  39. 1 2 3 4 Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. (1997). «Geological map of Callisto» (U.S. Geological Survey).
  40. Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (March 12–16, 2001). "Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation" (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. 
  41. 1 2 Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN. U.S. Geological Survey. Архивировано из первоисточника 31 мая 2012.
  42. Историческим примером приливного разрушения небесного тела, которое пролетело мимо Юпитера, является комета Шумейкеров-Леви 9. Впоследствии её осколки упали на Юпитер, оставив на видимой поверхности этой планеты 13 цепочек темных газо-пылевых областей значительного размера.
  43. Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al. Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (1997). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  44. Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. (2002). «Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor». The Astrophysical Journal 581 (1): L51–L54. DOI:10.1086/345803. Bibcode2002ApJ...581L..51S.
  45. Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. (2002). «Condensed O2 on Europa and Callisto» (PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3400–3403. DOI:10.1086/344307. Bibcode2002AJ....124.3400S.
  46. 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. (2006). «On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto». Icarus 183 (2): 435–450. DOI:10.1016/j.icarus.2006.03.004. Bibcode2006Icar..183..435M.
  47. 1 2 3 Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). «A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto». Icarus 169 (2): 402–412. DOI:10.1016/j.icarus.2003.12.019. Bibcode2004Icar..169..402N.
  48. Barr, A. C.; Canup, R. M. (2008-08-03). «Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites». Icarus (Elsevier) 198 (1): 163–177. DOI:10.1016/j.icarus.2008.07.004. Bibcode2008Icar..198..163B. Проверено 2010-03-01.
  49. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997-03). «Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede». Icarus (Elsevier) 127 (1): 93–111. DOI:10.1006/icar.1996.5669. Bibcode1997Icar..127...93S. Проверено 2010-03-01.
  50. Baldwin, E. Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy. Astronomy Now Online. Astronomy Now (25 января 2010). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. Проверено 1 марта 2010.
  51. Barr, A. C.; Canup, R. M. (March 2010). "Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment". 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Проверено 2010-03-01. 
  52. Barr, A. C.; Canup, R. M. (2010-01-24). «Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment». Nature Geoscience 3 (March 2010): 164–167. DOI:10.1038/NGEO746. Bibcode2010NatGe...3..164B. Проверено 2010-03-01.
  53. Phillips, T. Callisto makes a big splash. Science@NASA (23 октября 1998). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  54. François, Raulin (2005). «Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations» (PDF). Space Science Reviews 116 (1–2): 471–487. DOI:10.1007/s11214-005-1967-x. Bibcode2005SSRv..116..471R.
  55. 1 2 Vision for Space Exploration (PDF). NASA (2004). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  56. James Oberg: Where are the Russians Headed Next? Erschienen in Popular Mechanics, Oktober 1982, S. 183
  57. Troutman, Patrick A.; 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)». American Institute of Physics Conference Proceedings 654: 821–828. DOI:10.1063/1.1541373. Проверено 10 May 2006.
  58. http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf
  59. Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). Veröffentlicht im Februar 2003.

Ссылки


Wikimedia Foundation. 2010.

Смотреть что такое "Каллисто (спутник)" в других словарях:

  • КАЛЛИСТО (спутник Юпитера) — КАЛЛИСТО (латинское название Callisto), спутник Юпитера (см. ЮПИТЕР (планета)), среднее расстояние до планеты 1,81 млн км, эксцентриситет орбиты 0,0074, период обращения вокруг планеты 16 сут 16 ч 33 мин. Из за сильного приливного действия… …   Энциклопедический словарь

  • Каллисто (спутник Юпитера) — Каллисто Снимок «Галилео» Орбитальные характеристики Большая полуось (радиус) 1,88 млн. км Эксцентриситет (вытянутость) 0,007 (близка к круговой) Период обращения 16,69 дня На …   Википедия

  • Каллисто (значения) — Каллисто персонаж древнегреческой мифологии. Кроме того, Каллисто может означать: Каллисто  спутник планеты Юпитер. (204) Каллисто  астероид в главном поясе астероидов. «Каллисто»  научно фантастический роман… …   Википедия

  • КАЛЛИСТО — спутник Юпитера; открыт Г. Галилеем (1610). Расстояние от Юпитера 1,88 млн. км, сидерический период обращения 16 сут 16 ч 32 мин, диаметр 4800 км (один из крупнейших спутников планет), имеет атмосферу …   Большой Энциклопедический словарь

  • спутник — См …   Словарь синонимов

  • Каллисто — I • Каллисто в греческой мифологии нимфа, которой Зевс дал бессмертие, превратив её в созвездие (Большая Медведица). II • Каллисто спутник Юпитера; открыт Г. Галилеем (1610). Расстояние от Юпитера 1,88 млн. км, сидерический период обращения… …   Энциклопедический словарь

  • Каллисто —         спутник планеты Юпитер, диаметр 4680 км, среднее расстояние от центра планеты 1884 тыс. км. К. один из четырёх ярких спутников Юпитера, открытых Г. Галилеем в 1610 при помощи первого телескопа. Название получил от имени Каллисто в… …   Большая советская энциклопедия

  • каллисто — сущ., кол во синонимов: 3 • астероид (579) • нимфа (58) • спутник (174) Словарь синонимов ASIS …   Словарь синонимов

  • КАЛЛИСТО — спутник Юпитера; открыт Г. Галилеем (1610). Расстояние от Юпитера 1,88 млн. км, сидерич. период обращения 16 сут 16 ч 32 мин. диам. 4800 км (один из крупнейших спутников планет), имеет атмосферу …   Естествознание. Энциклопедический словарь

  • Каллисто — В картине Франсуа Буше Каллисто и Юпитер Зевс принимает образ Артемиды У этого термин …   Википедия