Войти
 Анти-Юпитерианское полушарие Каллисто изображение было получено в 2001 году космическим кораблем НАСА Galileo. Рельеф сильно изрезан кратерами. Большая ударная конструкция Асгард находится на конечности справа вверху. Видный лучевой кратер ниже и справа от центра - это Бран. | |||||||||
| Открытие | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| , обнаруженный | Галилео Галилей | ||||||||
| Дата открытия | 7 января 1610 г. | ||||||||
| Обозначения | |||||||||
| Произношение | |||||||||
| Назван в честь | Καλλιστώ Каллисто | ||||||||
| Альтернативные имена | Юпитер IV | ||||||||
| Прилагательные | Каллистоан . и т. Д. (см. текст) | ||||||||
| Орбитальные характеристики | |||||||||
| Периапсис | 1869000 км | ||||||||
| Апоапсис | 1897000 км | ||||||||
| Большая полуось | 1882700 км | ||||||||
| Эксцентриситет | 0,0074 | ||||||||
| Орбитальный период | 16,6890184 d | ||||||||
| Средняя орбитальная скорость | 8,204 км / с | ||||||||
| Наклонение | 2,017 ° (к эклиптике ). 0,192 ° ( к местным Самолеты Лапласа ) | ||||||||
| Спутник | Юпитер | ||||||||
| Группа | Галилеевский спутник | ||||||||
| Физические характеристики | |||||||||
| Средний радиус | 2410,3 ± 1,5 км (0,378 от Земли) | ||||||||
| Поверхность площадь | 7,30 × 10 км (0,143 Земли) | ||||||||
| Объем | 5,9 × 10 км (0,0541 Земли) | ||||||||
| Масса | (1,075938 ± 0,000137) × 10 кг (0,018 Земли) | ||||||||
| Среднее плотность | 1,8344 ± 0,0034 г / см | ||||||||
| Поверхностная сила тяжести | 1,235 м / с (0,126 g ) | ||||||||
| Фактор инерции | 0,3549 ± 0,0042 | ||||||||
| Escape скорость | 2,440 км / с | ||||||||
| Период вращения | синхронно | ||||||||
| Наклон оси | ноль | ||||||||
| Альбедо | 0,22 (геометрический) | ||||||||
| |||||||||
| Кажущаяся величина de | 5,65 (оппозиция ) | ||||||||
| Атмосфера | |||||||||
| Поверхность давление | 0,75 мкПа (7,40 × 10 атм) | ||||||||
| Состав по объему | ≈ 4 × 10 молекул / см углекислый газ ;. до 2 × 10 молекул / см молекулярный кислород (O2) | ||||||||
Каллисто или Юпитер IV, является вторым по величине спутником Юпитера после Ганимеда. Это третий по величине спутник в Солнечной системе после Ганимеда и самого большого спутника Сатурна Титана и самый большой объект в Солнечная система, которая может быть неправильно дифференцирована. Каллисто был открыт в 1610 году Галилео Галилей. Диаметр Каллисто составляет 4821 км, он составляет около 99% диаметра планеты Меркурий, но только около трети своей массы. Это четвертый галилеевский спутник из Юпитера по расстоянию, с радиусом орбиты около 1883000 км. Он не находится в орбитальном резонансе, как три других галилеевых спутника - Io, Европа и Ганимед - и, таким образом, не сильно нагревается приливом. Вращение Каллисто приливно привязано к его орбите вокруг Юпитера, так что одно и то же полушарие всегда обращено внутрь. Из-за этого на поверхности Каллисто есть суб-юпитерианская точка, от которой Юпитер, кажется, висит прямо над головой. На него меньше влияет магнитосфера Юпитера, чем на другие внутренние спутники из-за его более удаленной орбиты, расположенной сразу за пределами главного радиационного пояса Юпитера.
Каллисто состоит примерно из равные количества горных пород и льдов с плотностью около 1,83 г / см, самой низкой плотностью и поверхностной силой тяжести среди больших спутников Юпитера. Соединения, обнаруженные спектроскопически на поверхности, включают водяной лед, диоксид углерода, силикаты и органические соединения. Исследование космического корабля Галилео показало, что Каллисто может иметь небольшое силикатное ядро и, возможно, подземный океан жидкой воды на глубине более 100 км.
Поверхность Каллисто - самая старая и покрытая кратерами поверхность Солнечной системы. Его поверхность полностью покрыта ударными кратерами. Он не показывает никаких признаков подземных процессов, таких как тектоника плит или вулканизм, без каких-либо признаков того, что геологическая активность вообще когда-либо имела место и, как считается, развились преимущественно под влиянием ударов. Выдающиеся особенности поверхности включают многокольцевые структуры, ударные кратеры различной формы и цепочки кратеров (катен) и связанные с ними уступы, гребни и отложения. В мелком масштабе поверхность разнообразна и состоит из небольших блестящих иней отложений на вершинах высоких пятен, окруженных низко расположенным гладким покровом темного материала. Считается, что это является результатом сублимационной деградации небольших форм рельефа, которая поддерживается общим дефицитом малых ударных кратеров и наличием множества небольших выступов, которые считаются их остатки. Абсолютный возраст форм рельефа неизвестен.
Каллисто окружен чрезвычайно тонкой атмосферой, состоящей из углекислого газа и, вероятно, молекулярного кислорода, а также довольно интенсивной ионосфера. Считается, что Каллисто образовалась в результате медленной аккреции с диска газа и пыли, окружавшего Юпитер после его образования. Постепенная аккреция Каллисто и отсутствие приливного нагрева означало, что было недостаточно тепла для быстрой дифференциации. Медленная конвекция внутри Каллисто, которая началась вскоре после образования, привела к частичной дифференциации и, возможно, к образованию подповерхностного океана на глубине 100–150 км и небольшого каменистого core.
Вероятное присутствие океана внутри Каллисто оставляет возможность, что в нем жизнь. Однако условия считаются менее благоприятными, чем на соседней Европе. Различные космические зонды от Пионеры 10 и 11 до Галилео и Кассини изучали Каллисто. Из-за низкого уровня излучения Каллисто долгое время считался наиболее подходящим местом для человеческой базы для будущего исследования системы Юпитера.
Каллисто был обнаружен Галилеем в январе 1610 года вместе с тремя другими большими лунами Юпитера - Ганимедом, Io и Европой.
Каллисто названа в честь одного из многих любовников Зевса в греческой мифологии. Каллисто была нимфой (или, согласно некоторым источникам, дочерью Ликаона ), которая была связана с богиней охоты Артемидой. Имя было предложено Симоном Мариусом вскоре после открытия Каллисто. Мариус приписал это предложение Иоганну Кеплеру.
.
... autem Celebrantur tres fœminæ Virgines, quartus furtivo amore Iupiter captus positus est... Calisto Lycaonis... filia... à me vocatur... Quartus denique Калисто... [Ио,] Европа, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi.
... три молодые женщины, захваченные Юпитером по тайной любви, будут удостоены чести, [включая] Каллисто, дочь Ликаон... Наконец, четвертую [луну] я называю Каллисто... Ио, Европа, мальчик Ганимед и Каллисто очень понравились похотливому Юпитеру.
Однако имена галилеевых спутников впали в немилость в течение значительного времени и не возродились до середины 20 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».
Там не существует устоявшейся английской формы прилагательного имени. Прилагательная форма греческого αλλιστῴ Kallistōi - Καλλιστῴος Kallistōi-os, от которой можно ожидать латинского Callistōius и английского * Callistóian, параллельного сапфийскому для Sapphōᵢ и Letóian для Lētōᵢ. Однако нижний индекс йоты часто опускается в таких греческих именах (ср. Иноан из Īnōᵢ и Аргоан из Арго ), и действительно в аналогичной форме Каллистоан найден. У Вергилия второй наклонный стержень появляется на латыни: Callistōn-, но соответствующий Callistonian редко встречается в английском языке. Также можно увидеть специальные формы, такие как Каллистан, Каллистан и Каллистиан .
Галилеевы луны вокруг Юпитера и Юпитера ·Ио ·Европа ·Ганимед ·Каллисто 
Каллисто (внизу слева), Юпитер (вверху справа) и Европа (внизу и слева от Большого красного пятна Юпитера) глазами Кассини – Гюйгенса 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). Это значительно больше, чем радиус орбиты - 1 070 000 км - ближайшего галилеевского спутника Ганимеда. В результате этой относительно удаленной орбиты Каллисто не участвует в резонансе среднего движения, в котором заблокированы три внутренних галилеевых спутника, и, вероятно, никогда не участвовал.
Как и большинство других обычных планетных лун, вращение Каллисто зафиксировано синхронно с его орбитой. Продолжительность суток Каллисто, одновременно его орбитальный период, составляет около 16,7 земных суток. Его орбита очень слабо эксцентрична и наклонена к юпитерианскому экватору, при этом эксцентриситет и наклон изменяются квазипериодически из-за солнечной и планетарные гравитационные возмущения в масштабе веков. Диапазоны изменения составляют 0,0072–0,0076 и 0,20–0,60 ° соответственно. Эти изменения орбиты приводят к тому, что осевой наклон (угол между осями вращения и орбиты) изменяется от 0,4 до 1,6 °.
Динамическая изоляция Каллисто означает, что он никогда не был существенно приливно нагретый, что имеет важные последствия для его внутренней структуры и эволюции. Его расстояние от Юпитера также означает, что поток заряженных частиц от магнитосферы Юпитера на его поверхности относительно невелик - примерно в 300 раз меньше, чем, например, at Europa. Следовательно, в отличие от других галилеевых спутников, облучение заряженными частицами оказало относительно незначительное влияние на поверхность Каллисто. Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе около 0,01 бэр (0,1 мЗв ) в день, что более чем в десять раз превышает средний фоновый уровень радиации на Земле.
Сравнение размеров Земли, Луны и Каллисто 
Спектры в ближнем ИК-диапазоне темных кратерных равнин (красный) и ударная структура Асгарда (синий), показывая присутствие большего количества водяного льда (полосы поглощения от 1 до 2 мкм ) и меньшего количества каменистого материала в Асгарде.. Средняя плотность Каллисто, 1,83 г / см, предполагает состав примерно равных частей каменного материала и водяного льда с некоторыми дополнительными летучими льдами, такими как аммиак. Массовая доля льда 49–55%. Точный состав компонента породы Каллисто не известен, но, вероятно, он близок к составу обычных хондритов типа L / LL , которые характеризуются меньшим содержанием железа , меньше металлического железа и больше оксида железа, чем в хондритах H. Весовое отношение железа к кремнию составляет 0,9–1,3 в Каллисто, тогда как солнечное отношение составляет около 1: 8.
Поверхность Каллисто имеет альбедо около 20%. Считается, что его поверхностный состав в целом аналогичен его составу в целом. Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне выявила присутствие полос поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 мкм. Водяной лед, кажется, повсеместно встречается на поверхности Каллисто с массовой долей 25–50%. Анализ спектров высокого разрешения ближнего инфракрасного диапазона и UV , полученных космическим кораблем Galileo и с земли, выявил различные неледные материалы: гидратированные силикаты, двуокись углерода, двуокись серы и, возможно, аммиак, содержащие магний и железо >и различные органические соединения. Спектральные данные показывают, что поверхность Каллисто чрезвычайно неоднородна в мелком масштабе. Маленькие яркие пятна чистого водяного льда перемешаны с участками смеси камня и льда и протяженными темными участками из не ледяного материала.
Поверхность Каллистоа асимметрична: переднее полушарие темнее заднего. один. Это отличается от других галилеевых спутников, где верно обратное. Заднее полушарие Каллисто, по-видимому, обогащено двуокисью углерода, тогда как ведущее полушарие имеет больше двуокиси серы. Многие свежие ударные кратеры, такие как Lofn, также показывают обогащение диоксидом углерода. В целом, химический состав поверхности, особенно в темных областях, может быть близок к таковому на астероидах D-типа, поверхности которых сделаны из углеродистого материала.
Модель внутренней структуры Каллисто, показывающая поверхностный слой льда, возможный слой жидкой воды и внутреннюю часть ледяных скал Изношенная поверхность Каллисто лежит на поверхности холодной, жесткой и ледяная литосфера мощностью от 80 до 150 км. Под корой может находиться соленый океан глубиной 150–200 км, на что указывают исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников. Было обнаружено, что Каллисто реагирует на изменяющееся фоновое магнитное поле Юпитера как идеально проводящая сфера ; то есть, поле не может проникнуть внутрь Каллисто, что предполагает наличие внутри него слоя высокопроводящей жидкости толщиной не менее 10 км. Существование океана более вероятно, если вода содержит небольшое количество аммиака или другого антифриза, до 5% по весу. В этом случае толщина слоя вода + лед может достигать 250–300 км. Без океана ледяная литосфера может быть несколько толще, примерно до 300 км.
Под литосферой и предполагаемым океаном внутренности Каллисто не кажутся ни полностью однородными, ни особенно изменчивыми. Данные орбитального аппарата Galileo (особенно безразмерный момент инерции -0,3549 ± 0,0042 - определенный во время близких облетов) предполагают, что если Каллисто находится в гидростатическом равновесии, его внутренняя часть состоит из сжатых горные породы и льды, причем количество породы увеличивается с глубиной из-за частичного оседания составляющих ее частей. Другими словами, Каллисто может быть только частично дифференцированным. Плотность и момент инерции для равновесия Каллисто совместимы с существованием небольшого силикатного ядра в центре Каллисто. Радиус любого такого ядра не может превышать 600 км, а плотность может составлять от 3,1 до 3,6 г / см. В этом случае внутреннее пространство Каллисто будет резко контрастировать внутреннему пространству Ганимеда, которое кажется полностью дифференцированным.
Однако повторный анализ данных Галилео 2011 года предполагает, что Каллисто не находится в гидростатическом состоянии. равновесие; 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. В этом случае гравитационные данные могут быть более согласованы с более тщательно дифференцированным Callisto с гидратированным силикатным ядром.
Изображение Galileo покрытых кратерами равнин, иллюстрирующее повсеместное локальное сглаживание поверхности Callisto Древняя поверхность Каллисто - одна из самых покрытых кратерами в Солнечной системе. Фактически, плотность кратера близка к насыщенности : любой новый кратер будет иметь тенденцию стирать более старый. Крупномасштабная геология относительно проста; на Каллисто нет больших гор, вулканов или других эндогенных тектонических объектов. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе с соответствующими трещинами, уступами и отложениями - единственные крупные объекты, которые можно найти на поверхности.
Поверхность Каллисто может быть разделена на несколько геологически различных частей: кратерные равнины, светлые равнины, яркие и темные гладкие равнины и различные единицы, связанные с определенными многокольцевыми структурами и ударными кратерами. Равнины, покрытые кратерами, составляют большую часть поверхности и представляют собой древнюю литосферу, смесь льда и каменистого материала. Светлые равнины включают яркие ударные кратеры, такие как Берр и Лофн, а также стертые остатки старых крупных кратеров, называемых палимпсестами, центральными частями многокольцевого кольца. структуры и отдельные участки на испещренных кратерами равнинах. Эти светлые равнины считаются ледяными отложениями. Яркие гладкие равнины составляют небольшую часть поверхности Каллисто и встречаются в зонах гребня и впадины образований Валгалла и Асгард, а также в виде отдельных пятен в покрытые кратерами равнины. Считалось, что они связаны с эндогенной активностью, но изображения с высоким разрешением Galileo показали, что яркие гладкие равнины коррелируют с сильно трещиноватым и узловатым ландшафтом и не показывают никаких признаков восстановления поверхности. На изображениях Galileo также были обнаружены небольшие темные гладкие области с общим покрытием менее 10 000 км, которые, по-видимому, охватывают окружающую местность. Это возможные криовулканические месторождения. И светлые, и различные гладкие равнины несколько моложе и менее изрезаны кратерами, чем фоновые равнины.
Ударный кратер Хар с центральным куполом. Цепи из вторичных кратеров от образования более позднего кратера Тиндр в правом верхнем углу пересекают местность. Диаметр кратера от удара колеблется от 0,1 км до предел, определяемый разрешением изображения - до более 100 км, не считая многокольцевых структур. Небольшие кратеры диаметром менее 5 км имеют простую чашевидную или плоскую форму. Эти 5–40 км в поперечнике обычно имеют центральную вершину. Более крупные ударные объекты с диаметром в диапазоне 25–100 км имеют центральные ямы вместо пиков, такие как кратер Тиндр. Самые большие кратеры диаметром более 60 кммогут иметь центральные купола, которые, как полагают, являются результатом центрального тектонического подъема после удара; Примеры включают кратеры До и Хар. Небольшое количество очень крупных - более 100 км в диаметре - ярких ударных кратеров демонстрируют аномальную геометрию купола. Они необычно мелкие и могут быть переходной формой рельефа к многокольцевым структурам, как в случае с ударной функцией Lofn. Кратеры Каллисто, как правило, мельче, чем на снимке Луны.
Вояджер 1 Валгаллы, многокольцевой ударной структурой размером 3800 км На серьезее влияние на поверхность Каллисто осуществляет бассейны с кольцами. Два огромных. Валгалла - самый крупный, с яркой центральной областью площадью 600 километров и кольцами, простирание на 1800 километров от центра (см. Рисунок). Второй по величине - Асгард, его диаметр составляет около 1600 километров. Многокольцевые структуры, вероятно, возникли в результате концентрического разрушения литосферы после удара, лежащего на слое мягкого или жидкого, возможно, в океане. Катены - например, Гомул Катена - предоставить собой длинные цепочки ударных кратеров, выстроенных прямыми линиями по поверхности. Вероятно, они были разрушены приливом, когда они проходили близко к Юпитеру до столкновения с Каллисто, или очень наклонными ударами. Историческим примером разрушения была комета Шумейкера-Леви 9.
. Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с альбедо до 80%. окруженный гораздо более темным. Изображения высокого разрешения Galileo показали, что яркие пятна расположены на возвышенных элементах поверхности: кратерах, уступах, гребнях и выступах. Скорее всего, это тонкие водяной иней отложения. Темный материал обычно лежит в окружающих низменностях и покрывает яркие детали и кажется гладким. Он часто образует пятна до 5 км в поперечнике в пределах дна кратеров и в межкратерных впадинах.
Два оползня длиной 3–3,5 км видны с правой стороны дна двух больших кратеров на справа. В субкилометровом масштабе поверхности Каллисто более деградирована, чем поверхность других ледяных галилеевых спутников. Обычно наблюдается дефицит небольших ударных кратеров диаметром менее 1 км по сравнению, например, с темными равнинами на Ганимеде. Вместо маленьких кратеров почти повсеместно встречаются небольшие выступы и ямки. Считается, что выступы представляют собой остатки кратеров кратеров, деградировавших в результате пока еще неопределенного процесса. Наиболее вероятный кандидатный процесс - медленная сублимация льда, которая возможна при температуре до 165 K, достигнутой в подсолнечной точке. Такая сублимация воды или других летучих из грязного льда, который коренной породой, вызывает его разложение. Нелёдные остатки образуют обломочные лавины, сходящие со склонов стенок кратера. Такие лавины часто наблюдаются вблизи и внутри ударных кратеров и называются «обломками». Иногда стены кратера прорезаны извилистыми долинами, называемыми «оврагами», которые напоминают высокие марсианские поверхности. Согласно гипотезе сублимации льда, низколежащий темный материал интерпретируется как покров, состоящий в основном из не ледяных обломков, возникших из деградированных краев кратеров и покрыли преимущественно ледяную коренную породу.
Относительный возраст различных элементов поверхности Каллисто может быть определен по плотности ударных кратеров на них. Чем старше поверхность, тем плотнее население кратера. Абсолютное датирование не проводилось, но, исходя из теоретических соображений, считается, что испещренные кратерами равнины имеют возраст ~ 4,5 миллиарда лет, что связано почти с формированием Солнечной системы. Возраст многокольцевых структур и ударных кратеров зависит от выбранной скорости кратеров и по оценкам разных авторов, составляет от 1 до 4 миллиардов лет.
Индуцированное магнитное поле вокруг Каллисто У Каллисто очень разреженная атмосфера, состоящая из двуокиси углерода. Он был обнаружен спектрометром ближнего инфракрасного диапазона (NIMS) Galileo по его характеристике поглощения длины волны 4,2 микрометра. Поверхностное давление оценивается в 7,5 пико бар (0,75 мкПа ) и плотность частиц 4 × 10 см. Такая разреженная атмосфера будет потеряна всего за 4 дня (см. ускользание из атмосферы ), ее необходимо постоянно пополнять, возможно, путем медленной сублимации льда из углекислого газа из ледяной корки Каллисто, что было бы совместимо с гипотезой сублимации -деградации образования выступов на поверхности.
Ионосфера Каллисто была впервые обнаружена во время пролетов Галилео; его высокая электронная плотность 7–17 × 10 см не может быть объяснена только фотоионизацией атмосферного углекислого газа . Следовательно, есть подозрение, что в атмосфере Каллисто на самом деле преобладает молекулярный кислород (в количестве в 10–100 раз больше, чем CO. 2). Однако кислород еще не был обнаружен напрямую в атмосфере Каллисто. Наблюдения с помощью космического скопа Хаббл (HST) установили верхний предел его возможной концентрации в атмосфере из-за обнаружения, что все еще совместимо с ионосферными измерениями. В то же время HST смог построить конденсированный кислород, захваченный на поверхности Каллисто.
Атомарный водород также был обнаружен в атмосфере Каллисто недавнего анализа космического телескопа Хаббл 2001 года. Спектральные изображения, сделанные 15 и 24 декабря 2001 г., были вновь обнаружены 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 водорода как в ведущем, так и в заднем полушариях. Однако эта полушарная разница в яркости водородной короны Каллисто, вероятно, связана с исчезновением сигнала в геокороне Земли, которая становится больше, когда наблюдается заднее полушарие.
Частичная дифференциация Каллисто (выведенная, например, из измерений момента инерции) означает, что он никогда не был достаточно нагрет, чтобы растопить его ледяной компонент. Поэтому наиболее подходящей моделью его образования является медленная аккреция в субтуманности Юпитера с низкой плотностью - газо-пылевым диском, существовавшим вокруг Юпитера после его образования. Такая длительная стадия аккреции позволяет охлаждению в степени накопления тепла, вызванного ударами, радиоактивным распадом и сжатием, тем самым предотвращая таяние и быструю дифференциацию. Допустимые временные рамки образования Каллисто лежат в диапазоне 0,1–10 миллионов лет.
Виды эродированных (вверху) и в основном размытых (внизу) ледяных бугорков (~ 100 м высотой), возможно, образовавшихся из выброс древнего удара Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции распределилась балансом радиоактивного система охлаждения за счет теплопроводности у поверхности, и твердое состояние или субсолидус конвекция внутри. Детали субсолидусной конвекции во льдах - главный источник неопределенности в моделях всех ледяных лун. Известно, что оно развивается, когда температура достаточно близка к температура льда, из-за температурной зависимости вязкости . Субсолидусная конвекция в ледяных телах - это медленный процесс с движением порядка 1 сантиметра в год, но на самом деле это очень эффективный механизм охлаждения в долгосрочной перспективе. Считается, что он протекает в так называемом режиме режима холодной конвекции, когда жесткий, холодный внешний слой Каллисто проводит тепло без конвекции, тогда как лед под ним конвектирует в режиме субсолидуса. Для Каллисто внешний проводящий слой соответствует холодной и жесткой литосфере толщиной около 100 км. Его способность могла бы объяснить отсутствие каких-либо признаков эндогенной активности на поверхности каллистоана. Конвекция во внутренних частях Каллисто может быть многослойной, потому что при обнаруженных там высоких давлениях водяной лед существует в различных кристаллических фазах, начиная с льда I на поверхности до <355.>лед VII в центре. Раннее начало субсолидусной конвекции в недрах Каллисто могло предотвратить крупномасштабное таяние льда и любую разрушающую в результате дифференциацию, которая нарушает целостность большой каменистой ядро и ледяную мантию. Однако из-за процесса конвекции очень медленное и частичное разделение и дифференциация горных пород и льдов внутри Каллисто происходящего во временных масштабах в миллиарды лет и может продолжаться по сей день.
Текущее понимание эволюции Каллисто допускает существование слоя или «океана» жидкой воды внутри себя. Это связано с аномальным поведением температуры плавления льда I фаза, которая снижается с изменением давления, достигая температуры всего 251 К при 2070 бар (207 МПа ). Во всех реалистичных моделях Каллисто температура в слое глубиной от 100 до 200 км очень близка к этой аномальной температуре плавления или немного больше ее. Присутствие даже количеств аммиака - около 1-2% по весу - почти наличие жидкости, потому что аммиак еще снижает температуру плавления.
Хотя Каллисто очень похож в объемные свойства до Ганимеда, очевидно, у него была гораздо более простая геологическая история. Поверхность, по-видимому, сформировалась в основном под воздействием ударов и других экзогенных сил. В отличие от соседнего Ганимеда с его изрезанным рельефом, свидетельств тектонической активности мало. Объяснения, были предложены для контрастов вонем нагреве и, как следствие, дифференциации и логической активности между Каллисто и Ганимедом, включая различия в условиях образования, больший приливный нагрев, испытываемый Ганимедом, и более обширные и энергичные воздействия, которые Ганимед мог бы испытать во время Поздняя тяжелая бомбардировка. Относительно простая геологическая история Каллисто дает планетологам ориентир для сравнения с другими, более активными и сложными мирами.
Предполагается, что в подземном океане Каллисто могла быть жизнь. Как Европа и Ганимед, а также спутники Сатурна лун Энцелад, Диона и Титан и спутник Нептуна Тритон, возможный подземный океан может состоять из соленой воды.
Возможно, что галофилы могли процветать в океане. Как и в случае с Европа и Ганимед, высказывалась идея, что обитаемые условия и даже внеземная микробная жизнь могут существовать в соленой океан под поверхностью Каллисто. Однако условия окружающей среды, необходимые для жизни, на Каллисто неблагоприятные, чем в Европе. Основные причины - отсутствие контакта с каменистым материалом и меньший тепловой поток изнутри Каллисто. Ученый Торренс Джонсон сказал следующее о сравнении вероятностей жизни на Каллисто с шансами на других галилеевых спутниках :
Основные ингредиенты жизни - то, что мы называем «предбиотической химией» - изобилуют многими объектами солнечной системы., например кометы, астероиды и ледяные луны. Биологи полагают, что жидкая вода и энергия необходимы для поддержания жизни, поэтому интересно найти другое место, где у нас может быть жидкая вода. Но энергия - это другое дело, и в настоящее время океан Каллисто нагревается только радиоактивными элементами, в то время как Европа также имеет приливную энергию из-за своей большей близости к Юпитеру.
На основании вышеупомянутых соображений и других научных наблюдений, считается, что из всех спутников Юпитера Европа имеет наибольшие шансы поддержать микробную жизнь.
Pioneer 10 и Pioneer 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. Настоящий прорыв произошел позже, когда в 1979 году были совершены пролеты Voyager 1 и Voyager 2. Они сфотографировали более половины поверхности Каллисто с разрешением 1–2 км и точно измерили ее. температура, масса и форма. Второй раунд исследований длился с 1994 по 2003 год, когда космический корабль Galileo имел восемь близких столкновений с Каллисто, последний пролет на орбите C30 в 2001 году приблизился к поверхности на 138 км. Орбитальный аппарат Galileo завершил создание глобального изображения поверхности и доставил ряд изображений с разрешением до 15 метров выбранных областей Каллисто. В 2000 году космический аппарат Cassini, направлявшийся к Сатурну, получил высококачественные инфракрасные спектры галилеевых спутников, включая Каллисто. В феврале – марте 2007 г. зонд New Horizons на пути к Плутону получил новые изображения и спектры Каллисто.
Следующей запланированной миссией к системе Юпитера является Европейское пространство Агентство Юпитер Ледяной Исследователь Луны (СОК), запуск которого запланирован на 2022 год. Во время миссии запланировано несколько облетов Каллисто.
Ранее предложенный для запуска в 2020 году, Europa Jupiter System Mission (EJSM) был совместным предложением NASA / ESA по исследованию Юпитера спутников. В феврале 2009 года было объявлено, что ЕКА / НАСА отдали приоритет этой миссии перед системной миссией Titan Saturn. В то время вклад ESA все еще сталкивался с конкуренцией за финансирование со стороны других проектов ESA. EJSM состоял из управляемого НАСА Jupiter Europa Orbiter, управляемого ESA Jupiter Ganymede Orbiter и, возможно, JAXA -led Jupiter Magnetospheres Orbiter.
Впечатление художника от базы на Каллисто В 2003 году НАСА провело концептуальное исследование под названием (НАДЕЖДА) относительно будущего исследования человеком внешней Солнечной системы. Целью, выбранной для подробного рассмотрения, была Каллисто.
В исследовании предлагалось создать возможную наземную базу на Каллисто, которая могла бы производить ракетное топливо для дальнейшего исследования Солнечной системы. Преимущества базы на Каллисто: низкая радиация (из-за удаленности от Юпитера) и геологическая стабильность. Такая база могла бы облегчить удаленное исследование Европы или быть идеальным местом для маршрутной станции системы Юпитера, обслуживающей космический корабль, направляющийся дальше во внешнюю Солнечную систему, используя гравитационную помощь с близкого пролета. Юпитера после ухода Каллисто.
В декабре 2003 года НАСА сообщило, что пилотируемый полет к Каллисто может быть возможен в 2040-х годах.
Портал Солнечной системы  | Викискладе есть медиафайлы, связанные с Каллисто. |
