Юпитер – такая планета, что не представляет существования без спутников! Не нравится ей одиночество! Особый интерес представляет спутник Каллисто. Да, он не первый, а второй по своим размерам, уступая лишь Ганимеду, но по-прежнему один из 4-х галилеевых спутников. Он самый отдаленный от планеты. Конечно, он заслуживает внимания, так как является третьим по величине во всей системе (его опережают уже упомянутый Ганимед и Титан).
Каллисто – четвертый по удаленности из галилеевых спутников Юпитера. Он довольно крупный – 4821 км в диаметре, что составляет 99% от диаметра Меркурия и лишь немногим меньше Ганимеда и Титана.
Спутник имеет женское имя: Каллисто была любовницей Зевса, которую он, по легенде, превратил в Медведицу и поместил на небо – дабы избежать гнева своей супруги Юноны (Геры). Медведицу он держал за хвост – поэтому тот оказался таким длинным, какого не бывает у настоящих медведей.
Каллисто отброшена от Юпитера на внушительное расстояние – 1882000 км, протяженность её орбиты – 11818960 км. На этот огромный путь спутник тратит сравнительно немного времени – 16,7 дней, за то же время он делает один оборот вокруг своей оси. Нашей Луне на путь, в пять раз меньший, требуется на 11 дней больше. Эти цифры лишний раз показывают нам, сколь огромен Юпитер и как сильна его гравитация.
Несмотря на синхронное вращение с Юпитером, Каллисто из-за своего значительного удаления от гиганта не участвует в орбитальном резонансе со своими крупнейшими соседями – Ио, Европой и Ганимедом. Кроме того, её орбита почти круговая, соответственно, за свой оборот вокруг гиганта она не подходит ближе и не удаляется дальше, а остается на почти одном и том же расстоянии.
Получается, что Каллисто не находится под воздействием таких приливных сил, как её более близкие к Юпитеру соседи, и её недра не разогреваются. Поверхность спутника очень холодная: средняя температура – минус 103,5 град.С. Ученые предполагают, что у спутника нет горячего ядра, а в процессе его формирования силикатные породы просто опустились вниз, образовав внутри небольшое каменное ядро.
Изучая влияние магнитного поля Юпитера на этот спутник, учёные пришли к выводу, что оно не проникает глубоко внутрь, так как этому препятствует сплошной слой электропроводящей жидкости. Так были сделаны выводы, что на Каллисто, как и на Европе и Ганимеде, существует подледный океан. Аппарат «Галилео» во время своей миссии с 1994 по 2003 г.г. измерил глубину этого океана – по его данным, она оказалась равной около 100 км.
Но как же на таком холодном небесном теле может существовать жидкий океан? Это вполне возможно, если в его состав входим аммиак (а спектральный анализ показал наличие аммиака на Каллисто) – это значительно понижает температуру замерзания. Глубина океана в этом случае может достигать и 300 км. Другое дело, что условия для возникновения жизни в таком океане гораздо хуже, чем на Европе: плохое смешение воды с горными породами и низкие температуры делают маловероятным существование на Каллисто каких-либо живых организмов.
Литосфера, или верхний слой спутника, представляет собой ледяную кору толщиной 80-150 км, а, возможно, и больше.
Каллисто – самый темный из галилеевых спутников, отражающий всего 20% солнечных лучей. Спектроскопия выявила на её поверхности водяной лёд, углекислый газ, силикаты и органику – то есть органические соединения, содержащие углерод.
Вся поверхность спутника густо покрыта ударными кратерами. Ни одна из планет и ни один из спутников во всей Солнечной системе не испещрены таким количеством кратеров, как Каллисто. Здесь нет ни гор, ни вулканов, ни тектонических разломов – в основном поверхность представлена равнинами, на которых разбросаны кратеры. Также на поверхности Каллисто есть цепочки из ударных кратеров (иногда слившихся друг с другом). Вероятно, они возникли при столкновении с Каллисто остатков объектов, которые, подойдя чрезмерно близко к Юпитеру – ещё до своего столкновения с Каллисто, – были разрушены приливными силами. Возможно также, что цепочки образовались при пологих касательных столкновениях с постепенным разрушением падающих тел.
Спутник очень древний, его возраст оценивается в 4,5 млрд лет, поэтому на почти каждый старый кратер накладывается несколько более молодых, разрушающих его.
На Каллисто есть пара огромных образований. Первая – Вальхалла. Мульти-кольцевая структура Вальгалла диаметром 1800 км в поперечнике, состоящая из центральной светлой области размером в 600 км и большого количества колец диаметром в 4000 км. Вальгалла является одной из самых больших в Солнечной системе ударных структур.
Другая такая структура называется Асгард и она чуть меньше – диаметр колец достигает 1600 км.
В центральной области – огромный ударный кратер Doh около 50 км в диаметре, причем его центр – не в виде чаши, что характерно для большинства ударных кратеров, а с поднятием в виде купола.
Как появились такие кольцевые структуры? Есть несколько гипотез, самая распространенная из которых состоит в том, что в результате удара очень крупного тела произошло волнообразное движение литосферы, которая лежит на жидком основании – ведь под ней предположительно находится подлёдный океан. То есть концентрические кольца образовались как «круги от брошенного камня на воде».
Еще одна особенность поверхности Каллисто: несмотря на огромное количество кратеров, рельеф там сильно сглажен благодаря особенной эрозии, свойственной холодным небесным телам.
Температура на поверхности Каллисто достигает -108 град.С, что в сочетании с практически отсутствующей атмосферой создает условия для формирования эрозий необычного типа. Когда слабый солнечный свет падает на обнаженные пласты скальной породы и льда, это может заставлять лед медленно сублимировать, то есть испаряться, превращаясь непосредственно в газ, минуя жидкую фазу, и растворяться в космосе. По мере испарения льда пыль и камни, которые скреплялись им, медленно перемещаются вниз по склону.
Поскольку льда там очень много, то кратеры и другие неровности постепенно разрушаются. Поэтому мелкие кратеры – меньше 1 км в диаметре – на спутнике почти не встречаются: они быстро сглаживаются, валы превращаются в холмы, а кратерные воронки – в небольшие впадины.
Точный состав атмосферы Каллисто всё еще не определен. Как и у многих других небольших планет и спутников, газовая оболочка Каллисто очень разрежена. Считается, что она состоит преимущественно из углекислого газа. При давлении слабее земного более чем в 1,3 млн раз такая атмосфера улетучилась бы дня за четыре. Тот факт, что она сохраняется, говорит о её постоянном пополнении – очевидно, благодаря сублимации замёрзшего углекислого газа, что согласуется с гипотезой о деградации валов кратеров вследствие сублимации льдов.
«Галилео» во время одного из своих пролетов обнаружил у спутника ионосферу с довольно высокой электронной плотностью – это не может объясняться фотоионизацией одного лишь атмосферного углекислого газа. Есть предположение, что атмосфера Каллисто на самом деле состоит в основном из молекулярного кислорода, и его массовая доля в 10-100 раз превышает долю углекислого газа. Но это предположение еще требует подтверждений: прямых наблюдений кислорода в атмосфере Каллисто пока не было.
Небо на Каллисто, ввиду слабой атмосферы, очень темное. С её поверхности мы бы увидели пейзаж, похожий на лунный – из-за обилия кратеров, и Юпитер, по видимым размерам примерно в 2,5 раза больше Земли на небе Луны, или в девять раз больший по видимым размерам, чем Луна на Земном небе.
Магнитометр, установленный на Галилео и изучающий магнитное поле Юпитера и галилеевых спутников, обнаружил, что магнитное поле Каллисто, так же, как и на Европе, переменное. Оно индуцировано Юпитером и меняется в зависимости от ориентации на магнитное поле Юпитера, что косвенно подтверждает наличие токопроводящей жидкости под поверхностью – т.е. соленого океана. Магнитный момент поля очень слабый, но, тем не менее, уровень радиации на поверхности Каллисто, благодаря её значительной удаленности от Юпитера – в 7 раз меньше, чем на Земле, то есть совершенно безопасен для человека.
Именно это обстоятельство, а также отсутствие на спутнике вулканической и тектонической активности, то есть там не извергаются вулканы, не трескается поверхность – делает его очень привлекательным для возможной колонизации или установки на нем, допустим, базы астронавтов, изучающих систему Юпитера, или для производства топлива из имеющегося льда и дозаправки или обслуживания кораблей, следующих дальше.
NASA, проводя в 2003 году оценку перспективности колонизации спутников планет, поставила Каллисто на первое место.
Каллисто – самый внешний из четырех галилеевых спутников Юпитера. Он был открыт Галилео Галилеем в начале 1610 года вместе с тремя другими большими спутниками Юпитера – Ио, Европой и Ганимедом и получил своё имя в честь персонажа древнегреческой мифологии. Основной объём знаний об этом спутнике получен космическим аппаратом «Галилео» (NASA), работавшем на орбите Юпитера в 1995-2003 годах. Другие космические миссии «Пионер-10», «Пионер-11», «Вояджер-1», «Вояджер-2», «Кассини», «Новые горизонты» изучали спутник попутно, во время полётов к другим объектам.
Каллисто – третий по величине спутник в Солнечной системе, его диаметр 4800 км. Средняя плотность поверхности – около 1,83 г/куб.см. Спутник состоит из приблизительно равного количества камня и льдов. По данным бортовой спектроскопии это преимущественно силикаты, льды воды и углекислого газа.
Поверхность Каллисто – одна из самых кратерированных среди объектов Солнечной системы. Плотность ударных кратеров настолько велика, что почти каждый новый кратер накладывается на старый или ложится очень близко. По этой причине геоморфология поверхности спутника относительно проста: ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе со связанными разломами – единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности.
Крупнейшие геоструктуры на Каллисто – многокольцевые бассейны. Самый крупный из них – Вальхалла (Valhalla), находящийся в северной части спутника. Бассейн был открыт с борта космического корабля «Вояджер-1» в 1979 году. Эта геологическая структура имеет ярко выраженный центральный регион диаметром 600 км, который окружают концентрические кольца радиусом до 1900 км. Вальхалла образовалась в результате столкновения Каллисто с крупным небесным телом. Наиболее популярная гипотеза её формирования состоит в том, что ледяная поверхность Каллисто достаточно пластична и концентрические кольца образовались после удара как круги от брошенного камня в воду.
Небольшие кратеры, с диаметрами менее 5 км, имеют форму чаши с вогнутым или плоским дном. Кратеры размером от 5 до 40 км обычно имеют центральную горку.
Примерный возраст участков поверхности Каллисто определяется по плотности их кратерирования. Чем старее поверхность, тем сильнее она кратерирована. Абсолютных датировок деталей рельефа Каллисто нет. Оценка возраста многокольцевых структур и различных ударных кратеров зависит от принятого значения скорости кратерирования и оценивается различными авторами от 1 до 4 млрд лет.
Взаимодействие Каллисто и Юпитера часто обсуждается, так как в окрестностях этого спутника очень малый уровень радиационного фона. Это становится важным обоснованием для обустройства станции для освоения человеком системы Юпитера. Сейчас такие планы могут показаться научной фантастикой, но еще 100 лет назад человек и подумать не мог и о полетах в космос.
Предполагается, что Каллисто образовался путем медленной аккреции из диска (из газа и пыли), что окружал Юпитер после его зарождения. Невысокая скорость наращивания массы и недостаточный приливной нагрев не позволили им полностью сепарироваться друг от друга.
Впрочем, после того, как Каллисто стал формироваться, внутри началась конвекция, что привела в итоге к частичному отделению и образованию океана на глубине в 150 км. Именно наличие океана и иные характеристики спутника Каллисто делают его одним из потенциально приемлемых мест для поиска внеземной жизни.
Многие ученые предполагают, что Каллисто образовалась в результате медленных процессов газопылевой туманности, которой был окружен Юпитер. Тепло, получаемое при столкновении с метеоритами и радиоактивным распадом, не смогло расплавить лед Каллисто. Конвенция твердого вещества и охлаждение поверхности – это медленные процессы, которые происходили на спутнике.
Каллисто самый внешний и далекий из галилеевых спутников Юпитера и он обнаруживает совершенно другую структуру, чем Европа. Каллисто никогда не подвергался таким гравитационным напряжениям, как внутренние луны Юпитера, и не имел достаточно тепла, чтобы сформировать различные слои. До недавнего времени предполагалось, что Каллисто имел более спокойную, предсказуемую и мирную историю, чем другие галилеевы спутники, и поэтому является более типичным объектом солнечной системы. Исследования показали, что Каллисто не имеет ядра, а имеет гомогенную структуру с 60 % каменных пород, включая железо и сульфиды железа, а 40 % сложены из спрессованного льда.
По размерам Каллисто совсем немного уступает Ганимеду и имеет форму шара. Древняя поверхность Каллисто сохранила свой рельеф со времени образования системы Юпитера и покрыта огромным количеством метеоритных кратеров. Каллисто, возможно, является самым кратерированным спутником солнечной системы.
Плотность Каллисто очень низка 1.86 г/куб.cм из-за большого количества водяного льда, причем ледяная кора Каллисто имеет очень большую толщину. Темный цвет поверхности определяется силикатными и другими примесями. Кратеры отличаются небольшой глубиной, однако некоторые более глубокие и молодые кратеры обнажают сверкающий лед без примесей. Температура на поверхности Каллисто поднимается до150 К в полдень на экваторе и значительно опускается после захода Солнца.
Недавним открытием стало обнаружение соленого океана, который может лежать под ледовой корой Каллисто. Это открытие вызвало удивление ученых, которые первоначально предполагали, что Каллисто относительно неактивен. Если Каллисто имеет океан, то он должен быть больше похож на другой спутник Юпитера – Европу, которая имеет уже значительные подтверждения существования океана под ледяной поверхностью.
Сильно кратерированная поверхность Каллисто лежит сверху ледяного слоя, который простирается на 200 километров вглубь. Непосредственно подо льдом находится предполагаемый океан с глубиной до 19 км, согласно данным магнитометра Галилео. Далее внутреннее строение предполагает смесь каменных пород и льда.
Магнитометр, установленный на Галилео и изучающий магнитное поле Юпитера и галилеевых спутников, обнаружил, что магнитное поле Каллисто, так же как и на Европе, переменное. Это может вызываться переменными электрическими токами, текущими вдоль поверхности Каллисто в соответствии с изменениями магнитного поля на поверхности из-за вращения Юпитера.
Так как атмосфера Каллисто очень разреженная и не имеет заряженных частиц, то она не может образовать магнитное поле Каллисто. Ледяная корка также является плохим проводником, но им может быть слой расплавленного льда. Если этот жидкий океан соленый, подобно земному, то он мог бы создать достаточно сильные электрические токи, чтобы образовать магнитное поле.
Продолжая изучать возможность существования океана под поверхностью, ученые обнаружили, что электрические токи текут в разных направлениях в разное время. Это согласуется с идеей соленого океана, так как Каллисто также вращается синхронно с вращением Юпитера, как и Европа.
Наличие океана на Каллисто также ставит вопрос о возможности жизни и в этом уголке солнечной системы. Недавно на Земле ученые обнаружили новый класс микроорганизмов, так называемые археобактерии, которые могут существовать при экстремальных условиях – в вулканических выбросах и в замороженном состоянии более 5 млн лет.
Еще одним ключом к разгадке жизни на Каллисто и Европе может быть земная лаборатория, находящаяся в Антарктиде. В 1996 году радио и альтиметрические наблюдения обнаружили жидкое озеро под ледяной поверхностью Антарктиды в районе русской станции Восток. Это озеро получило название Восток и находится на глубине 3700 метров под поверхностью льда, имеет 125 метров глубины и ниже поверхности моря на 710 метров. Судя по плотности, это озеро – пресное. Пока ученые не знают причин, почему это озеро жидкое. Так что изучение жидкого озера в Антарктиде поможет ученым лучше понять океаны далеких спутников Юпитера.
Каллисто является самым далеким из галилеевых спутников, его движение определяется возмущениями от сжатия Юпитера, от взаимных возмущений галилеевых спутников, а также резонансом с Ганимедом.
Один оборот вокруг планеты Каллисто совершает за 16.69 суток, а период обращения Ганимеда составляет 7.15 суток. В движении третьего и четвертого галилеевых спутников существует резонанс более высокого порядка, их периоды относятся друг к другу как 3:7.
Каллисто находится в синхронном вращении с Юпитером, т.е. период обращения вокруг Юпитера совпадает с периодом вращения Каллисто вокруг оси.
Название для спутника предложил Симон Марий вскоре после открытия. Марий приписывал это предложение Иоганну Кеплеру. 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».
Пролет вблизи Юпитера в 1970-х годах АМС «Пионер-10» и «Пионер-11» лишь незначительно расширил представления о поверхности и внутренней структуре Каллисто по сравнению с тем, что было о ней известно благодаря наземным наблюдениям. Подлинным прорывом стало исследование спутника КА «Вояджер-1» и «2» в ходе их пролёта около Юпитера в 1979-1980 годах. Они провели фотографирование более чем половины поверхности спутника с разрешением в 1-2 км, и позволили получить точные данные о массе, форме и температуре поверхности.
Новая эпоха исследований длилась с 1994 по 2003 год, 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 для некоторых отдельных районов сделал немало фотографий с разрешением до 15 метров. В 2000 году КА «Кассини», находясь в полёте к системе Сатурна, получил инфракрасные спектры Каллисто с высоким разрешением. В феврале-марте 2007 года КА «Новые горизонты», находясь в пути к Плутону, получил новые изображения и спектры Каллисто.
Каллисто – внешняя из четырёх галилеевых лун. Её орбита пролегает на расстоянии в 1882000 км от Юпитера, что составляет примерно 26,3 его радиусов (71492 км). Это значительно больше, чем радиус орбиты предыдущего галилеева спутника, Ганимеда, который составляет 1070000 км. Благодаря относительно отдалённой орбите Каллисто не находится и, вероятно, никогда не находилась в орбитальном резонансе с тремя другими галилеевыми спутникам.
Как и большинство регулярных спутников планет, Каллисто вращается синхронно с собственным орбитальным движением: длительность дня на Каллисто равна её орбитальному периоду и составляет 16,7 земных суток. Орбита спутника имеет небольшой эксцентриситет и наклон к экватору Юпитера, которые подвержены квази¬периодическим изменениям из-за гравитационных возмущений от Солнца и планет на протяжении столетий. Диапазон изменений составляет 0,0072-0,0076 и 0,20-0,60 градусов соответственно. Эти орбитальные возмущения также заставляют наклон оси вращения варьировать между 0,4 градусов и 1,6 градусов.
Удалённость Каллисто от Юпитера привела к тому, что она никогда не подвергалась существенному приливному разогреву, и это имело важные последствия для внутренней структуры спутника и его геологической эволюции. Такое расстояние от Юпитера означает также, что поток заряженных частиц, выпадающих на поверхность Каллисто из магнитосферы Юпитера, относительно низкий – примерно в 300 раз ниже, чем на Европе. Следовательно, радиация не сыграла важной роли в формировании облика поверхности этого спутника, в отличие от других галилеевых лун. Уровень радиации на поверхности Каллисто эквивалентен дозе в примерно 0,01 бэр в сутк.
Каллисто – синхронный спутник: период её вращения вокруг своей оси равен её орбитальному периоду, таким образом, она всегда обращена к Юпитеру одной стороной (находится в приливном захвате). Так как Каллисто не находится в высокочастотном орбитальном резонансе с другими крупными спутниками, возмущения со стороны Ио, Европы, Ганимеда не вызывают увеличения эксцентриситета её орбиты и не приводят к приливному разогреву.
Каллисто – третий по величине спутник в Солнечной системе, а в спутниковой системе Юпитера – второй после Ганимеда. Диаметр Каллисто составляет около 99% диаметра Меркурия, а масса – всего треть от массы этой планеты. Каллисто имеет среднюю плотность около 1,83 г/куб.см. 60% массы Каллисто составляет водяной лед, а остальное это силикаты/камни. Спектроскопия выявила на поверхности Каллисто водяной лёд, углекислый газ, силикаты и органику.
Каллисто менее подвержена влиянию магнитосферы Юпитера, чем более близкие его спутники, потому что находится достаточно далеко от него. Она покрыта множеством кратеров, что указывает на большой возраст её поверхности. Там практически не заметно следов подповерхностных процессов (например, тектонических или вулканических), и, очевидно, главную роль в формировании рельефа на спутнике играют удары метеоритов и более крупных объектов.
Поверхность Каллисто древняя. Темный лед покрыт огромным количеством светлых метеоритных кратеров. Кратеры отличаются слабо выраженными формами (невысокие валы, неглубокие впадины), что, видимо, объясняется пластичностью и текучестью льда, которые за большие промежутки времени сглаживают рельеф.
Наиболее характерная особенность поверхности Каллисто – многокольцевые структуры («цирки»), а также большое количество ударных кратеров различной формы, некоторые из которых образуют цепочки, и связанные со всеми этими структурами откосы, гребни и отложения. Низменности спутника характеризуются сглаженным ландшафтом и более тёмным цветом, а верхние части возвышенностей покрыты ярким инеем. Относительно небольшое количество маленьких кратеров по сравнению с большими, а также заметная распространенность холмов указывают на постепенное сглаживание рельефа спутника процессами сублимации. Точный возраст геоструктур Каллисто неизвестен.
Каллисто окружена чрезвычайно разреженной атмосферой, состоящей из углекислого газа и, возможно, из молекулярного кислорода, а также относительно мощной ионосферой.
Слабая дифференциация Каллисто, на которую указывают измерения момента инерции, означает, что спутник никогда не был разогрет до температур, достаточных для расплавления льдов, которые составляют его немалую част. Поэтому наиболее вероятно, что спутник образовался в ходе медленной аккреции внешних слоёв разреженной газопылевой туманности, которая окружала Юпитер в процессе его образования.
Тепло, генерируемое столкновениями, радиоактивным распадом и сжатием спутника, при достаточно медленной аккреции вещества успешно отводилось в космос, что предотвратило плавление льдов и быстрое расслоение веществ с разными плотностями. Предположительно спутник сформировался за время 0,1-10 млн лет.
Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции определялась радиоактивным нагревом, охлаждением поверхности через лучистый перенос, а также конвекцией твёрдого или полутвёрдого вещества в её недрах. Так как в силу температурной зависимости вязкости льда перемешивание внутренних слоев должно начинаться только при температуре, близкой к температуре его плавления, полутвёрдая конвекция является одной из главных проблем в моделировании недр всех ледяных спутников, включая Каллисто.
Этот процесс исключительно медленный – со скоростью движения льда примерно 1 см/год, но несмотря на это является эффективным охлаждающим механизмом на длительных временных отрезках. Постепенно процесс 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.
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. Конвекция в недрах Каллисто может быть многоуровневой по причине разных кристаллических фаз водяного льда на разных глубинах: на поверхности, при минимальной температуре и давлении, он находится в фазе I, тогда как в центральных областях должен находиться в фазе VII (разные фазы льда).
Рано начавшаяся полутвёрдая конвекция в недрах Каллисто могла предотвратить крупномасштабное плавление льдов и последующую дифференциацию, которая иначе сформировала бы каменное ядро и ледяную мантию. Но очень медленная дифференциация недр Каллисто шла в течение миллиардов лет, и, возможно, продолжается по сей день.
Текущие представления об истории Каллисто допускают существование подповерхностного океана из жидкой воды. Это связано с аномальным поведением температуры плавления льда I, которая уменьшается с давлением, достигая температуры в 251 K при 2070 барах (207 МПа). Во всех правдоподобных моделях температура на глубине между 100 и 200 км очень близка или немного превышает это значение. Присутствие даже небольших количеств аммиака – даже около 1-2% по массе – практически гарантирует существование жидкого слоя, потому как аммиак ещё более понижает температуру плавления.
По данным измерений, выполненных с борта КА «Галилео», глубина подповерхностного слоя жидкой воды может превышать 100 км. Наличие океана в недрах Каллисто делает этот спутник одним из возможных мест присутствия внеземной жизни. Однако на Каллисто условия для возникновения и поддержания жизни на основе хемосинтеза менее благоприятны, чем на Европе.
Средняя плотность Каллисто, как уже было написано выше, равна 1,83 г/куб.см. Это указывает на то, что она состоит из примерно равного количества водяного льда и скальных пород и дополнительных включений замёрзших газов. Массовая доля льдов составляет около 49-60%. Точный состав каменной составляющей спутника не известен, но, вероятно, он близок к составу обычных хондритов класса L/LL, у которых по сравнению с хондритами класса H более низкое полное содержание железа, меньший процент металлического железа и больший – оксидов железа. Массовое соотношение между железом и кремнием в Каллисто лежит в пределах 0,9-1,3 (для примера, на Солнце это соотношение примерно равно 1:8).
Альбедо поверхности Каллисто примерно равно 20%. Считается, что состав её поверхности примерно такой же, как состав её в целом. На её спектрах в ближней инфракрасной области видно полосы поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 микрометров. По-видимому, водяной лёд на поверхности Каллисто встречается повсеместно; его массовая доля составляет от 25 до 50.
Анализ ближних инфракрасных и ультрафиолетовых спектров в высоком разрешении, полученных КА «Галилео» и наземными инструментами, выявил значительное количество и других веществ: гидратированные силикаты, содержащие магний и железо, углекислый газ, сернистый газ, а также, вероятно, аммиак и различные органические соединения. Результаты миссии указывают на наличие некоторого количества толинов на поверхности. Кроме того, спектральные данные указывают на сильную мелкомасштабную неоднородность поверхности спутника. Небольшие яркие пятна чистого водяного льда хаотично перемешаны с участками, покрытыми смесью камней и льда, и с обширными тёмными областями, покрытыми неледяными породами.
Поверхности Каллисто свойственна асимметрия: ведущее полушарие темнее, чем ведомое. На остальных галилеевых спутниках ситуация обратная. Ведомое полушарие, судя по всему, богато углекислым газом, тогда как на ведущем больше сернистого газа. Множество относительно молодых ударных кратеров (подобных кратеру Адлинда) также обогащены углекислым газом. В целом, химический состав поверхности Каллисто, в особенности её тёмных областей, скорее всего близок составу астероидов D-класса, поверхность которых состоит из углеродосодержащей материи.
При близких размерах Ганимеда и Каллисто их внутреннее строение существенно различается. Одна из гипотез допускает, что Каллисто досталось меньше импактных событий, чем Ганимеду, во время так называемой поздней тяжелой бомбардировки (Late Heavy Bombardment) 3,9 млрд лет назад. В результате лед Ганимеда мог таять, и каменные фрагменты должны были погрузиться в недра спутника, формируя ядро.
Меньшая интенсивность бомбардировки Каллисто (которая тоже требует объяснения) позволила сохраниться этому спутнику в виде относительно однородной исходной смеси льда и горных пород. Тем не менее на поверхности Каллисто сохранился след древнего чудовищного по мощности удара. Около одного из метеоритных кратеров система из более 10 концентрических кольцевых трещин в ледяной коре имеет диаметр до 2600 км (больше половины диаметра Каллисто), что близко к размерам ударного бассейна Калорис на Меркурии. Это импактное образование на Каллисто получило название Валгалла.
Сильно изрытый кратерами поверхностный слой Каллисто покоится на холодной и жёсткой ледяной литосфере, толщина которой по разным оценкам составляет от 80 до 150 км. Если исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников были интерпретированы верно, то под ледяной корой может находиться солёный океан глубиной 50-200 км. Было обнаружено, что Каллисто взаимодействует с магнитным полем Юпитера как хорошо проводящий шар: поле не может проникнуть в недра спутника, что указывает на наличие сплошного слоя из электропроводящей жидкости толщиной не менее 10 км.
Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольшого количества (до 5% по массе) аммиака или иного антифриза. В таком случае глубина океана может доходить до 250-300 км. Покоящаяся над океаном литосфера может быть несколько толще – до 300 км.
Недра Каллисто, лежащие ниже литосферы и предполагаемого океана, судя по всему, не являются ни полностью однородными, ни полностью расслоёнными, а представляют собой смесь веществ с постепенным ростом доли силикатов с глубиной. На это указывает низкое значение момента инерции [h] спутника. Другими словами, Каллисто лишь частично дифференцирована.
Значения плотности и момента инерции совместимы с наличием в центре спутника маленького силикатного ядра. В любом случае, радиус такого ядра не может превышать 600 км, а его плотность может лежать в пределах от 3,1 до 3,6 г/куб.см. Таким образом, недра Каллисто разительно отличаются от недр Ганимеда, которые, судя по всему, дифференцированы полность.
Древняя поверхность Каллисто – одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе. Плотность кратеров на поверхности спутника настолько велика, что почти каждый новый ударный кратер накладывается на старый 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 структур. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе со связанными разломами, уступами и отложениями – единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности.
Поверхность Каллисто можно разделить на следующие геологически отличные регионы: кратерированные равнины, светлые равнины, яркие и тёмные гладкие равнины, а также различные районы, связанные с ударными кратерами и частями многокольцевых геоструктур. Кратерированные равнины покрывают большую часть поверхности спутника, и это самые древние её участки. Они покрыты смесью льдов и скальных пород.
Светлые равнины не так распространены. Они включают яркие ударные кратеры вроде Бура и Лофна, а также следы от более древних и крупных кратеров, известные как палимпсесты, центральные регионы многокольцевых геоструктур и изолированные участки на кратерированных равнинах. Считается, что светлые равнины покрыты ледяными выбросами импактного происхождения. 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 с высоким разрешением, сделанные КА «Галилео», демонстрируют, что яркие и гладкие равнины связаны с потрескавшейся и бугристой поверхностью и не имеют признаков тектонического или вулканического происхождения. Изображения с КА «Галилео» также позволили различить небольшие тёмные сглаженные районы площадью менее 10000 кв.км, которые окружают более пересечённую местность. Возможно, они покрыты выбросами криовулканов. Так как плотность кратеров в равнинных участках ниже фоновой, эти участки должны быть относительно молодыми.
Крупнейшие геоструктуры на Каллисто – многокольцевые бассейны, которые иногда называют амфитеатрами или цирками из-за своего внешнего вида. Наиболее крупный из них – Вальхалла с ярким центральным регионом диаметром 600 км, который окружают концентрические кольца радиусом до 1800 км. Вторая по величине цирковая структура, Асгард, имеет поперечник приблизительно 1600 км.
Многокольцевые структуры, вероятно, образованы разломами литосферы, лежащей на рыхлых или жидких слоях (возможно, на океане) после столкновений с крупными небесными телами. Также на поверхности Каллисто есть цепочки из ударных кратеров (иногда слившихся друг с другом). Вероятно, они возникли при столкновении с Каллисто остатков объектов, которые, подойдя чрезмерно близко к Юпитеру – ещё до своего столкновения с Каллисто, – были разрушены приливными силами. Возможно также, что цепочки образовались при пологих касательных столкновениях с постепенным разрушением падающих тел. 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.
Обычные ударные кратеры, видимые на спутнике, имеют размер от 0,1 км (этот лимит определяется разрешающей способностью камер КА) до 200 км. Небольшие кратеры, с диаметрами менее 5 км, имеют форму чаши с вогнутым или плоским дном. Кратеры размером от 5 до 40 км обычно имеют центральную горку. Более крупные кратеры (размером 25-100 км) вместо неё имеют центральную ямку, как, например, структура Тиндр. 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).
Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто были обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с альбедо выше 80%, окружённые более тёмной материей. Фотографии с высоким разрешением, полученные КА «Галилео», показали, что эти яркие участки преимущественно расположены на возвышенностях – на валах кратеров, уступах, гребнях и буграх. Вероятно, они покрыты тонкими отложениями водяного инея. Тёмная материя обычно находится в окружающих низменностях и выглядит относительно гладкой и ровной. Нередко она образует участки до 5 км поперечником на дне кратеров и в межкратерных понижениях.
На масштабах менее километра рельеф Каллисто сглажен эрозией сильнее, чем рельеф остальных ледяных галилеевых лун. Концентрация небольших ударных кратеров (с диаметрами менее 1 км) там меньше, чем, например, на тёмных равнинах Ганимеда. Вместо небольших кратеров почти повсеместно видны небольшие бугры и впадины. Считается, что бугры – это остатки валов кратеров, разрушенных ещё не до конца ясными процессами. Наиболее вероятная причина этого явления – медленная сублимация льдов из-за солнечного нагрева (на дневной стороне температура достигает 165 К).
Сублимация воды или иных летучих соединений из «грязного льда», из которого состоят кромки кратеров, вызывает их разрушение, а неледяные составляющие кромок образуют обвалы. Такие обвалы, часто наблюдаемые и вблизи от кратеров и внутри них, в научной литературе получили название «осколочного фартука». Иногда кратерные валы прорезаны так называемыми «оврагами» – извилистыми бороздами, которые имеют аналоги на Марсе. Если гипотеза о сублимации льдов правильна, то лежащие в низменностях тёмные участки поверхности состоят из преимущественно бедных летучими веществами пород, которые взялись из разрушенных валов, окружавших кратеры, и накрыли собой ледяную поверхность Каллисто.
Примерный возраст участков поверхности Каллисто определяется по плотности их кратерирования. Чем старее поверхность, тем плотнее она кратерирована. Абсолютных датировок деталей рельефа Каллисто нет, но согласно теоретическим оценкам, кратерированные равнины имеют возраст в основном около 4,5 миллиардов лет, что примерно соответствует возрасту Солнечной системы. Оценка возраста многокольцевых структур и различных ударных кратеров зависит от принятого значения скорости кратерирования, и оценивается различными авторами от 1 до 4 млрд лет.
У Каллисто была обнаружена крайне разреженная атмосфера из углекислого газа. Она была зафиксирована спектрометром для картирования в ближней инфракрасной области (NIMS) на борту КА «Галилео» по линии поглощения на длине волны 4,2 микрометра. Приповерхностное давление оценивается приблизительно в 0,75 мкПА), а концентрация частиц – в 4*108 частиц/куб.см. Без пополнения такая атмосфера была бы утеряна за 4 дня, и это значит, что она постоянно пополняется – очевидно, благодаря сублимации замёрзшего углекислого газа, что согласуется с гипотезой о деградации валов кратеров вследствие сублимации льдов.
Ионосфера у Каллисто также была обнаружена именно во время пролёта КА Галилео; и её высокая электронная плотность не может объясняться фотоионизацией одного лишь атмосферного углекислого газа. На этом основано предположение, что атмосфера Каллисто на самом деле состоит в основном из молекулярного кислорода, и его массовая доля в 10-100 раз превышает долю углекислого газа.
Однако прямых наблюдений кислорода в атмосфере Каллисто ещё нет. Наблюдения с «Хаббла» (HST) позволили установить верхний предел его концентрации, который согласуется с данными спутника «Галилео» об ионосфере. В то же время HST обнаружил конденсированный кислород на поверхности Каллисто.
14 апреля с космодрома Куру во Французской Гвиане стартовал космический аппарат JUICE, созданный Европейским космическим агентством (ESA). Следующие несколько лет он проведет в космосе, прежде чем достигнет системы Юпитера в начале 2030-х. Там он приступит к изучению ледяных спутников планеты.
На борту аппарата размещены две камеры видимого диапазона, три спектрографа, работающих в видимом, ультрафиолетовом и микроволновом спектре, лазерный высотомер, радар и детектор гравитационных аномалий.
Загадка Каллисто в основном заключается в том, что мы вообще знаем о нем очень мало. Это второй по размеру спутник гигантской планеты. При среднем диаметре 4821 км он является третьим по размеру спутником Солнечной системы и только на 1% не дотягивает до Меркурия. При этом он почти в три раза легче самой маленькой планеты Солнечной системы.
Среднее расстояние Каллисто от Юпитера составляет 1,88 млн км. То есть этот спутник вращается в шесть раз дальше от газового гиганта, чем Луна от Земли. Несмотря на это, приливные силы от гигантской планеты настолько сильны, что он, как Ио, Европа и Ганимед, обращается синхронно: из одного полушария Каллисто планету видно всегда, а с другого – никогда. Солнечные сутки на Каллисто длятся 16,7 земных суток – ровно столько же, сколько его оборот вокруг Юпитера.
А вот в орбитальном резонансе, в отличие от трех других крупных спутников, Каллисто не участвует. Поэтому период его обращения вокруг планеты не кратен периодам Ио, Европы или Ганимеда.
Несмотря на свой значительный размер, Каллисто остается самым загадочным из крупных спутников Юпитера. И главный его секрет – внутреннее строение. Средняя плотность 1,83 г/куб.см свидетельствует о том, что он в равной степени состоит из льда и камня.
При этом среди четырех крупнейших юпитерианских спутников Каллисто испытывает наименьшее влияние приливных сил. Поэтому сильного разогрева недр у него могло и не быть – как и расслоения, характерного для Ио, Европы и Ганимеда. Можно сказать, что это небесное тело показывает нам, какими были остальные большие луны Юпитера в начале эволюции Солнечной системы.
Однако исследования магнитного поля Юпитера показывают, что Каллисто взаимодействует с ним как шар, имеющий внутри электропроводящий слой. Из этого ученые делают вывод, что в его недрах может существовать океан глубиной до 10 км. А если в составе воды находится аммиак либо какие-то органические соединения, его глубина может достигать 250–300 км.
Как бы то ни было, над поверхностью гипотетического океана Каллисто должна располагаться кора из смеси льда и камня толщиной 300 км. На борту JUICE установлен радар и гравиметр, но не совсем понятно, достаточно ли их для того, чтобы точно узнать, есть ли под поверхностью спутника слой жидкости и какие параметры у него параметры.
Если океан на Каллисто существует – значит степень его расслоения значительно больше, чем считается до сих пор. Но возможно, что исследователи ошиблись с интерпретацией предыдущих исследований магнитного поля и на самом деле океана там нет.
Большая часть исследований Каллисто, которые будет осуществлять JUICE, будут касаться его поверхности. Бортовые спектрографы попытаются определить ее химический состав. По состоянию на сейчас на ней обнаружены толины – сложные органические полимерные соединения. Но какие именно – мы пока не знаем. Новая европейская миссия сможет это выяснить.
Поверхность Каллисто также интересна тем, что это – наиболее плотно покрытый кратерами спутник Юпитера. Это объясняется тем, что его поверхность не переживала обновлений, которые постоянно происходят на трех его «соседях».
Но не исключено, что небольшое сглаживание деталей рельефа на этом спутнике все же происходило. К этой мысли приводят две наибольшие ударные структуры на поверхности – Валгала и Асгард. Первая из них представляет собой светлое пятно диаметром 600 км, окруженное кольцевыми хребтами радиусом до 1800 км. Таким образом, диаметр Валгаллы достигает 3600 км. Это один из крупнейших следов столкновения в Солнечной системе.
Асгард немного меньше. Максимальный диаметр его концентрических кругов составляет 1600 км. Особенностью обеих этих структур является то, что их центральные регионы представляют не кратеры, а лишь участки отличительного цвета. Они называются палимпсестами и присутствуют также на Ганимеде. Валгала образовалась в период от 2 до 4 млрд лет назад, поэтому какие бы процессы ни отвечали за ее «стирание», они произошли в это время.
Выяснить, что это были за процессы – одна из главных задач JUICE. Изучение более молодых структур, перекрывающих древние ударные формации, поможет выяснить, наблюдались ли когда-то на Каллисто проявления эндогенной активности, или же эти структуры имеют другую природу.
| 
