Каллисто (спутник): различия между версиями

Каллисто
Каллисто
	Спутник
	; Сильно кратерированное противоюпитерианское полушарие Каллисто. Фото сделал в 2001 году КА НАСА «Галилео». В верхнем правом углу изображения виднеется крупная кольцевая деталь Асгард, кратер с радиальными лучами ниже и правее центра называется Бран
Другие названия	Юпитер IV
Открытие
Первооткрыватель	Галилео Галилей
Дата открытия	7 января 1610 года
Орбитальные характеристики
Перигелий	1 869 000 км
Афелий	1 897 000 км
Перииовий	1 869 000 км[b]
Апоиовий	1 897 000 км[a]
Большая полуось (a)	1 882 700 км
Эксцентриситет орбиты (e)	0,0074
Сидерический период обращения	16,6890184 д
Орбитальная скорость (v)	8,204 км/с
Наклонение (i)	0,192° (к локальной плоскости Лапласа)
Чей спутник	Юпитера
Физические характеристики
Средний радиус	2410,3 ± 1,5 км (0,378 земного)
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⋅1023 кг (0,018 земной)
Средняя плотность (ρ)	1,834 4 ± 0,003 4 г/см3
Ускорение свободного падения на экваторе (g)	1,235 м/с2 (0,126 g)[e]
Первая космическая скорость (v1)	1,726 км/с
Вторая космическая скорость (v2)	2,440 км/с[f]
Экваториальная скорость вращения	синхронизирован
Период вращения (T)	синхронизирован (повёрнут к Юпитеру одной стороной)
Наклон оси	нулевой
Альбедо	0,22 (геометрическое)
Видимая звёздная величина	5,65 (в противостоянии)
Температура
Атмосфера
Атмосферное давление	7,5 пБар
	Состав: ~4⋅108 см−3 диоксида углерода; более чем 2⋅1010 см−3 молекулярного кислорода(O2)
	Медиафайлы на Викискладе
	Информация в Викиданных ?

Интерактивная навигация по истории

[отпатрулированная версия]

← Предыдущая правка

Содержимое удалено Содержимое добавлено

ВизуальныйВики-текст

Линейный

Текущая версия от 13:43, 24 сентября 2024

Калли́сто (лат. Callisto; др.-греч. Καλλιστώ) — второй по размеру спутник Юпитера (после Ганимеда), один из четырёх галилеевых спутников и самый удалённый среди них от планеты^[3]. Является третьим по величине спутником в Солнечной системе после Ганимеда и Титана. Был открыт в 1610 году Галилео Галилеем, назван в честь персонажа древнегреческой мифологии — Каллисто, любовницы Зевса.

Благодаря низкому уровню радиационного фона в окрестностях Каллисто и её размерам её часто предлагают для основания станции, которая послужит для дальнейшего освоения системы Юпитера человечеством^[9]. На 2015 год основной объём знаний об этом спутнике получен аппаратом «Галилео»; другие АМС — «Пионер-10», «Пионер-11», «Вояджер-1», «Вояджер-2», «Кассини» и «Новые горизонты» — изучали спутник во время полёта к другим объектам.

Основные сведения

Каллисто — синхронный спутник: её период 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 из-за взаимодействия с центральной планетой^[10].

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/см³ и состоит из приблизительно равного количества камня и льдов. 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^[11]. 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^[12]. 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^[12]. Низменности спутника характеризуются сглаженным ландшафтом и более тёмным цветом, а верхние части возвышенностей покрыты ярким инеем^[5]. Относительно небольшое количество маленьких кратеров по сравнению с большими, а также заметная распространённость холмов указывают на постепенное сглаживание рельефа спутника процессами сублимации^[13]. Точный возраст геоструктур Каллисто неизвестен.

Каллисто окружена чрезвычайно разреженной атмосферой, состоящей из углекислого газа^[7] и, возможно, из молекулярного кислорода^[8], а также относительно мощной ионосферой^[14].

Каллисто, как предполагается, образовалась в ходе медленной аккреции из газопылевого диска, окружавшего Юпитер после его формирования^[15]. Из-за низкой скорости наращивания массы спутника и слабого приливного нагрева температура в его недрах была недостаточной для их дифференциации. Но вскоре после начала формирования Каллисто внутри неё началась медленная конвекция, которая привела к частичной дифференциации — формированию подповерхностного океана на глубине 100—150 км и небольшого силикатного ядра^[16]. По данным измерений, выполненных с борта КА «Галилео», глубина подповерхностного слоя жидкой воды превышает 100 км^[17]^[18]. 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^[19].

Открытие и наименование

Каллисто была обнаружена Галилео Галилеем в январе 1610 года вместе с тремя другими большими спутниками Юпитера (Ио, Европой и Ганимедом)^[2] и получила своё имя, как и другие галилеевы спутники, в честь одной из возлюбленных древнегреческого бога Зевса. Каллисто была нимфой (по другим источникам — дочерью Ликаона), приближённой к богине охоты Артемиде^[20]. Название для спутника предложил Симон Марий вскоре после открытия^[21]. Марий приписывал это предложение Иоганну Кеплеру^[20]. Однако современные названия галилеевых спутников не находили широкого употребления вплоть до середины ХХ столетия. Во множестве ранней астрономической литературы Каллисто упоминается как Юпитер IV (по системе, предложенной Галилео) или как «четвёртый спутник Юпитера»^[22]. Прилагательным от названия спутника будет «каллистонианский»^{[уточнить]}^[23].

Исследование

Пролёт 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^[5]. Подлинным прорывом стало исследование спутника космическими аппаратами «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^[5]. 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 для некоторых отдельных районов сделал немало фотографий с разрешением до 15 метров^[12]. В 2000 году КА «Кассини», находясь в полёте к системе Сатурна, получил инфракрасные спектры Каллисто с высоким разрешением^[24]. В феврале-марте 2007 года КА «Новые горизонты», находясь в пути к Плутону, получил новые изображения и спектры Каллисто^[25].

Проекты будущих КА

Предложенная к запуску в 2020 году Europa Jupiter System Mission (EJSM) представляет собой совместный проект НАСА и ЕКА по исследованию лун Юпитера и его магнитосферы. В феврале 2009 года ЕКА и НАСА подтвердили, что миссии был присвоен более высокий приоритет, чем Titan Saturn System Mission^[26]. Но так как ЕКА осуществляет одновременную поддержку других программ, то европейский вклад в эту программу сталкивается с финансовыми трудностями^[27]. 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 — внешняя из четырёх галилеевых лун. Её орбита пролегает на расстоянии в 1 882 000 км от Юпитера, что составляет примерно 26,3 его радиусов (71 492 км)^[3]. Это значительно больше, чем радиус орбиты предыдущего галилеева 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^[10].

Как и большинство регулярных спутников планет, Каллисто вращается синхронно с собственным орбитальным движением^[4]: 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 квазипериодическим изменениям из-за гравитационных возмущений от Солнца и планет на протяжении столетий. Диапазон изменений составляет 0,0072—0,0076 и 0,20—0,60° соответственно^[10]. Эти орбитальные возмущения также заставляют наклон оси вращения варьировать между 0,4° и 1,6°^[28]. 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^[29]. 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^[11]. Уровень радиации на поверхности Каллисто создаёт мощность эквивалентной дозы примерно 0,01 бэр (0,1 мЗв) в сутки, то есть практически безопасен для человека^[30].

Физические характеристики

Состав

Средняя плотность Каллисто равна 1,83 г/см³^[4]. Это указывает на то, что она состоит из примерно равного количества водяного льда и скальных пород и дополнительных включений замёрзших газов^[17]. Массовая доля льдов составляет около 49—55 %^[16]^[17]. 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)^[17].

Альбедо поверхности Каллисто примерно равно 20 %^[5]. 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^[5]. По-видимому, водяной лёд на поверхности Каллисто встречается повсеместно; его массовая доля составляет от 25 до 50 %^[18]. 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^[5], углекислый газ^[24], сернистый газ^[32], а также, вероятно, аммиак и различные органические соединения^[5]^[18]. Результаты миссии указывают на наличие некоторого количества толинов на поверхности^[33]. 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^[5]^[12].

Поверхности Каллисто свойственна асимметрия: ведущее полушарие^[g] темнее, чем ведомое. На остальных галилеевых спутниках ситуация обратная^[5]. Ведомое полушарие^[g], судя по всему, богато углекислым газом, тогда как на ведущем больше сернистого газа^[34]. Множество относительно молодых ударных кратеров (подобных кратеру Адлинда) также обогащены углекислым газом^[34]. В целом, химический состав поверхности Каллисто, в особенности её тёмных областей, скорее всего близок составу астероидов D-класса^[12], поверхность которых состоит из углеродосодержащей материи.

Внутренняя структура

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]^[17]. 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]^[17]^[35]^[36]. 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^[36]. Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольшого количества (до 5 % по массе) аммиака или иного антифриза^[16]. В таком случае глубина океана может доходить до 250—300 км^[17]. 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 (по данным «Галилео»^[4] он равен (0,3549 ± 0,0042)×mr²)^[17]^[37]. 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/см³^[4]^[17]. Таким образом, недра Каллисто разительно отличаются от недр Ганимеда, которые, судя по всему, дифференцированы полностью^[18]^[38].

Детали поверхности

Древняя поверхность Каллисто — одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе^[39]. 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^[40]. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе со связанными разломами, уступами и отложениями — единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности^[12]^[40].

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^[12]^[40]. Кратерированные равнины покрывают бо́льшую 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,^[i] центральные регионы многокольцевых геоструктур и изолированные участки на кратерированных равнинах^[12]. 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^[12]. Изображения с КА «Галилео» также позволили различить небольшие тёмные сглаженные районы площадью менее 10 000 км², которые окружают более пересечённую местность. Возможно, они покрыты выбросами криовулканов^[12]. Так как плотность кратеров в равнинных участках ниже фоновой, эти участки должны быть относительно молодыми^[12]^[41].

Крупнейшие геоструктуры на Каллисто — многокольцевые бассейны, которые иногда называют амфитеатрами или цирками из-за своего внешнего вида^[12]^[40]. Наиболее крупный из них — Вальхалла с ярким центральным регионом диаметром 600 км, который окружают концентрические кольца радиусом до 1800 км^[42]. Вторая по величине цирковая структура, Асгард, имеет поперечник приблизительно 1600 км^[42]. Многокольцевые структуры, вероятно, образованы разломами литосферы, лежащей на рыхлых или жидких слоях (возможно, на океане) после столкновений с крупными небесными телами^[23]. 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^[12]^[43]. 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, видимые на спутнике, имеют размер от 0,1 км (этот лимит определяется разрешающей способностью камер КА) до 200 км^[12]. 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^[12]. 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)^[12].

Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто были обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с альбедо выше 80 %, окружённые более тёмной материей^[5]. Фотографии с высоким разрешением, полученные КА «Галилео», показали, что эти яркие участки преимущественно расположены на возвышенностях — на валах кратеров, уступах, гребнях и буграх^[5]. 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^[5].

На масштабах менее километра рельеф Каллисто сглажен эрозией сильнее, чем рельеф остальных ледяных галилеевых лун^[5]. Концентрация небольших ударных кратеров (с диаметрами менее 1 км) там меньше, чем, например, на тёмных равнинах Ганимеда^[12]. Вместо небольших кратеров почти повсеместно видны небольшие бугры и впадины^[5]. Считается, что бугры — это остатки валов кратеров, разрушенных ещё не до конца ясными процессами^[13]. Наиболее вероятная причина этого явления — медленная сублимация льдов из-за солнечного нагрева (на дневной стороне температура достигает 165 К)^[5]. Сублимация воды или иных летучих соединений из «грязного льда», из которого состоят кромки кратеров, вызывает их разрушение, а неледяные составляющие кромок образуют обвалы^[13]. Такие обвалы, часто наблюдаемые и вблизи от кратеров и внутри них, в научной литературе получили название «осколочного фартука» (англ. debris apron)^[5]^[12]^[13]. Иногда кратерные валы прорезаны так называемыми «оврагами» — извилистыми бороздами, которые имеют аналоги на Марсе^[5]. 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^[44]. 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^[12]^[39].

Атмосфера и ионосфера

У Каллисто была обнаружена крайне разреженная атмосфера из углекислого газа^[7]. 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 7,5 ⋅10⁻¹² бар (0,75 мкПа), а концентрация частиц — в 4⋅10⁸ частиц/см³. Без пополнения такая атмосфера была бы утеряна за 4 дня (см. Диссипация атмосфер планет), и это значит, что она постоянно пополняется — очевидно, благодаря сублимации замёрзшего углекислого газа,^[7] что согласуется с гипотезой о деградации валов кратеров вследствие сублимации льдов.

Ионосфера у Каллисто также была обнаружена именно во время пролёта КА Галилео;^[14] и её высокая электронная плотность (7—17⋅10⁴ см⁻³) 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^[8].

Однако прямых наблюдений кислорода в атмосфере Каллисто ещё нет (на 2012 год). Наблюдения с «Хаббла» (HST) позволили установить верхний предел его концентрации, который согласуется с данными спутника «Галилео» об ионосфере^[45]. В то же время HST обнаружил конденсированный кислород на поверхности Каллисто^[46].

Происхождение и эволюция

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 часть^[16]. Поэтому наиболее вероятно, что спутник образовался в ходе медленной аккреции внешних слоёв разреженной газопылевой туманности, которая окружала Юпитер в процессе его образования^[15]. 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^[15]. Предположительно спутник сформировался за время 0,1 —10 млн лет^[15].

Дальнейшая эволюция Каллисто после аккреции определялась радиоактивным нагревом, охлаждением поверхности через лучистый перенос, а также конвекцией твёрдого или полутвёрдого вещества в её недрах^[29]. Так как в силу температурной зависимости вязкости льда перемешивание внутренних слоёв 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^[47]. Этот процесс исключительно медленный — со скоростью движения льда ≈1 см/год, но несмотря на это является эффективным охлаждающим механизмом на длительных временных отрезках^[47]. 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^[16]^[47]. 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^[47]^[48]. 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^[29]. 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^[48].

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)^[16]. Во всех правдоподобных моделях температура на глубине между 100 и 200 км очень близка или немного превышает это значение^[29]^[47]^[48]. Присутствие даже небольших количеств аммиака — даже около 1—2 % по массе — практически гарантирует существование жидкого слоя, потому как аммиак ещё более понижает температуру плавления^[16].

Хотя Каллисто и напоминает — по крайней мере по объёму и массе — Ганимед, у неё была гораздо более простая геологическая история. Поверхность Каллисто формировалась преимущественно ударными столкновениями и другими внешними силами^[12]. В отличие от соседнего Ганимеда с его бороздчатыми поверхностями, на ней мало признаков тектонической активности^[18]. Эти различия Каллисто и Ганимеда объясняют разными условиями формирования^[49], более сильным приливным нагревом Ганимеда^[50] или бо́льшим влиянием на него поздней тяжёлой бомбардировки^[51]^[52]^[53]. Относительно простая геологическая история Каллисто служит отправной точкой для планетологов при сравнении её с более сложными и активными объектами^[18].

Возможность жизни в океане

Как и в случае Европы и Ганимеда, популярна идея о возможности существования в подповерхностном океане Каллисто внеземной микробной жизни^[19]. Однако на Каллисто условия для жизни несколько хуже, чем на Европе или Ганимеде. Основные причины: недостаточность соприкосновения с горными породами и низкий тепловой поток из недр спутника^[19]. Учёный Торренс Джонсон сказал следующее об отличии условий жизни на Каллисто от остальных галилеевых спутников^[54]:

Основными компонентами, важными для возникновения жизни, — называемыми "пребиотической 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.

На основе этих и других соображений считается, что среди всех галилеевых лун у Европы самые большие шансы на поддержание жизни, по крайней мере, микробной^[19]^[55].

Потенциал для колонизации

Начиная с 1980-х годов Каллисто считается привлекательной целью для пилотируемого космического полёта после аналогичной миссии на Марс благодаря тому, что лежит вне радиационного пояса Юпитера^[57]. В 2003 НАСА провела концептуальное исследование под названием Human Outer Planets Exploration (HOPE — рус. Надежда), в котором было рассмотрено будущее освоения человечеством внешней Солнечной системы. Одной из детально рассмотренных целей была Каллисто^[9]^[58].

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^[56]. 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 целях полёта во внешние области Солнечной системы^[9]. 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-м 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^[59]^[60].

См. также

Примечания

Комментарии

^{^} Апоапсида выводится из большой полуоси (a) и эксцентриситета орбиты (e): $a(1+e)$ .
^{^} Периапсида выводится из большой полуоси (a) и эксцентриситета орбиты (e): $a(1-e)$ .
^{^} Площадь поверхности выведена из радиуса (r): $4\pi r^{2}$ .
^{^} Объём выведен из радиуса (r): ${\frac {4}{3}}\pi r^{3}$ .
^{^} Ускорение свободного падения на экваторе выведено из массы (m) и гравитационной постоянной (G) а также радиуса (r): ${\frac {Gm}{r^{2}}}$ .
^{^} Первая космическая скорость для Каллисто вычислена исходя из массы (m), гравитационной постоянной (G), а также радиуса (r): $\textstyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}$ .
^{^} Ведущее полушарие — полушарие, обращённое в направлении орбитального движения; ведомое полушарие направлено в противоположную сторону.
^{^} Однородные шарообразные тела имеют момент инерции 0,4mr². Коэффициент ниже 0,4 говорит о том что плотность повышается с глубиной.
^{^} В случае ледяных спутников палимпсесты — круглые яркие геоструктуры, вероятно, остатки древних ударных кратеров; см. Greeley, 2000^[12].

Источники

↑ Бурба Г. А. Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера / Ред. К. П. Флоренский, Ю. И. Ефремов; Академия наук СССР, Институт геохимии и аналитической химии. — М.: Наука, 1984. — С. 79.
↑ ¹ ² Galilei, G.; Sidereus Nuncius (неопр.). Архивировано из оригинала 23 февраля 2001 года. (March 13, 1610)
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Planetary Satellite Mean Orbital Parameters (неопр.). Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архивировано 22 августа 2011 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 153, no. 1. — P. 157—161. — doi:10.1006/icar.2001.6664. — Bibcode: 2001Icar..153..157A.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ ¹⁷ ¹⁸ ¹⁹ Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B.; et al. (2004). "Callisto" (PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ed.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Архивировано из оригинала (PDF) 27 марта 2009. Дата обращения: 26 августа 2011.{{cite encyclopedia}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: editors list) (ссылка) Источник (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 27 марта 2009 года.
↑ Classic Satellites of the Solar System (неопр.). Observatorio ARVAL. Дата обращения: 13 июля 2007. Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Carlson, R. W.; et al. A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto (англ.) // Science : journal. — 1999. — Vol. 283, no. 5403. — P. 820—821. — doi:10.1126/science.283.5403.820. — Bibcode: 1999Sci...283..820C. — PMID 9933159. Архивировано 3 октября 2008 года.
↑ ¹ ² ³ Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al. Atmosphere of Callisto // Journal of Geophysics Research. — 2005. — Т. 110, № E2. — С. E02003. — doi:10.1029/2004JE002322. — Bibcode: 2005JGRE..11002003L. Архивировано 12 декабря 2011 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 25 августа 2011. Архивировано из оригинала 25 февраля 2009 года.
↑ ¹ ² ³ Trautman, Pat; Bethke, Kristen.: Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (неопр.) (PDF). NASA (2003). Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года.
↑ ¹ ² ³ Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2002. — Vol. 159, no. 2. — P. 500—504. — doi:10.1006/icar.2002.6939. — Bibcode: 2002Icar..159..500M.
↑ ¹ ² Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 139, no. 1. — P. 133—159. — doi:10.1006/icar.2000.6498. — Bibcode: 2001Icar..149..133C. Архивировано 25 февраля 2009 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 23 августа 2011. Архивировано 25 февраля 2009 года.
↑ 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. Galileo views of the geology of Callisto (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2000. — Vol. 48, no. 9. — P. 829—853. — doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7. — Bibcode: 2000P&SS...48..829G.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1999. — Vol. 140, no. 2. — P. 294—312. — doi:10.1006/icar.1999.6132. — Bibcode: 1999Icar..140..294M.
↑ ¹ ² Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al. Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations (англ.) // Journal of Geophysics Research : journal. — 2002. — Vol. 107, no. A11. — P. 1407. — doi:10.1029/2002JA009365. — Bibcode: 2002JGRA.107kSIA19K.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 124, no. 6. — P. 3404—3423. — doi:10.1086/344684. — Bibcode: 2002AJ....124.3404C. Архивировано 15 июня 2019 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Spohn, T.; Schubert, G. Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2003. — Vol. 161, no. 2. — P. 456—467. — doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. — Bibcode: 2003Icar..161..456S. Архивировано 27 февраля 2008 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 24 августа 2011. Архивировано из оригинала 27 февраля 2008 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. Internal structure of Europa and Callisto (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2005. — Vol. 177, no. 2. — P. 550—369. — doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. — Bibcode: 2005Icar..177..550K.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. The Galilean Satellites (англ.) // Science. — 1999. — Vol. 286, no. 5437. — P. 77—84. — doi:10.1126/science.286.5437.77. — PMID 10506564. Архивировано 1 октября 2020 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. Astrobiology of Jupiter's Icy Moons // Proc. SPIE. — 2004. — Т. 5555. — С. 10. — doi:10.1117/12.560356. Архивировано 20 августа 2008 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 20 августа 2008 года.
↑ ¹ ² Satellites of Jupiter (неопр.). The Galileo Project. Дата обращения: 31 июля 2007. Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ Simone Mario Guntzenhusano. Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614.
↑ Barnard, E. E. Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1892. — Vol. 12. — P. 81—85. — doi:10.1086/101715. — Bibcode: 1892AJ.....12...81B. Архивировано 19 мая 2019 года.
↑ ¹ ² Klemaszewski, J.A.; Greeley, R.: Geological Evidence for an Ocean on Callisto (неопр.) (PDF) 1818. Lunar and Planetary Science XXXI (2001). Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ ¹ ² Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2003. — Vol. 164, no. 2. — P. 461—470. — doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. — Bibcode: 2003Icar..164..461B.
↑ Morring, F. Ring Leader // Aviation Week & Space Technology. — 2007. — 7 мая. — С. 80—83.
↑ Rincon, Paul Jupiter in space agencies' sights (неопр.). BBC News (20 февраля 2009). Дата обращения: 20 февраля 2009. Архивировано 21 февраля 2009 года.
↑ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals (неопр.). ESA (21 июля 2007). Дата обращения: 20 февраля 2009. Архивировано из оригинала 25 августа 2011 года.
↑ Bills, Bruce G. Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 175, no. 1. — P. 233—247. — doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. — Bibcode: 2005Icar..175..233B.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Freeman, J. Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto (англ.) // Planetary and Space Science : journal. — Elsevier, 2006. — Vol. 54, no. 1. — P. 2—14. — doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. — Bibcode: 2006P&SS...54....2F. Архивировано 24 августа 2007 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 24 августа 2007 года.
↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) (неопр.). California State University, Fresno (29 февраля 2000). Дата обращения: 4 июля 2009. Архивировано 24 января 2012 года.
↑ Clark, R. N. Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.] : journal. — 1981. — 10 April (vol. 86, no. B4). — P. 3087—3096. — doi:10.1029/JB086iB04p03087. — Bibcode: 1981JGR....86.3087C. Архивировано 31 октября 2012 года.
↑ Noll, K.S. Detection of SO₂ on Callisto with the Hubble Space Telescope (неопр.) (PDF) 1852. Lunar and Planetary Science XXXI (1996). Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ T. B. McCord et al. Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede (англ.) // Science. — 1997. — Vol. 278, no. 5336. — P. 271—275. — ISSN 0036-8075. — doi:10.1126/science.278.5336.271. Архивировано 24 сентября 2015 года.
↑ ¹ ² Hibbitts, C.A.; McCord, T. B.; Hansen, G.B.: Distributions of CO₂ and SO₂ on the Surface of Callisto (неопр.) 1908. Lunar and Planetary Science XXXI (1998). Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ Khurana, K. K.; et al. Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto (англ.) // Nature : journal. — 1998. — Vol. 395, no. 6704. — P. 777—780. — doi:10.1038/27394. — Bibcode: 1998Natur.395..777K. — PMID 9796812. Архивировано 5 октября 2017 года.
↑ ¹ ² Zimmer, C.; Khurana, K. K. Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2000. — Vol. 147, no. 2. — P. 329—347. — doi:10.1006/icar.2000.6456. — Bibcode: 2000Icar..147..329Z. Архивировано 27 марта 2009 года.
↑ Anderson, J. D.; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al. Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto (англ.) // Science. — 1998. — Vol. 280, no. 5369. — P. 1573—1576. — doi:10.1126/science.280.5369.1573. — Bibcode: 1998Sci...280.1573A. — PMID 9616114. Архивировано 26 сентября 2007 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 2 декабря 2019. Архивировано 26 сентября 2007 года.
↑ Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2002. — Vol. 157, no. 1. — P. 104—119. — doi:10.1006/icar.2002.6828. — Bibcode: 2002Icar..157..104S.
↑ ¹ ² Zahnle, K.; Dones, L. Cratering Rates on the Galilean Satellites (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1998. — Vol. 136, no. 2. — P. 202—222. — doi:10.1006/icar.1998.6015. — Bibcode: 1998Icar..136..202Z. — PMID 11878353. Архивировано 27 февраля 2008 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 25 августа 2011. Архивировано из оригинала 27 февраля 2008 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. Geological map of Callisto. — U.S. Geological Survey, 1997. Архивировано 24 января 2015 года.
↑ Wagner, R. (March 12-16, 2001). "Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation" (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. Архивировано из оригинала (PDF) 27 марта 2009. Дата обращения: 25 августа 2011. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (формат даты) (ссылка)
↑ ¹ ² Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN (неопр.). U.S. Geological Survey. Архивировано 30 мая 2012 года.
↑ 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 темных газо-пылевых областей значительного размера.
↑ Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al.: Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results (неопр.) (PDF) 1221. Lunar and Planetary Science XXXI (1997). Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 581, no. 1. — P. L51—L54. — doi:10.1086/345803. — Bibcode: 2002ApJ...581L..51S.
↑ Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. Condensed O2 on Europa and Callisto (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 124, no. 6. — P. 3400—3403. — doi:10.1086/344307. — Bibcode: 2002AJ....124.3400S. Архивировано 11 мая 2020 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ McKinnon, William B. On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2006. — Vol. 183, no. 2. — P. 435—450. — doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. — Bibcode: 2006Icar..183..435M.
↑ ¹ ² ³ Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T. A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 2. — P. 402—412. — doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. — Bibcode: 2004Icar..169..402N.
↑ Barr, A. C.; Canup, R. M. Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2008. — 3 August (vol. 198, no. 1). — P. 163—177. — doi:10.1016/j.icarus.2008.07.004. — Bibcode: 2008Icar..198..163B.
↑ Showman, A. P.; Malhotra, R. Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1997. — March (vol. 127, no. 1). — P. 93—111. — doi:10.1006/icar.1996.5669. — Bibcode: 1997Icar..127...93S.
↑ Baldwin, E. Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy (неопр.). Astronomy Now Online. Astronomy Now (25 января 2010). Дата обращения: 1 марта 2010. Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ Barr, A. C. (March 2010). "Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment" (PDF). 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. Архивировано из оригинала (PDF) 5 июня 2011. Дата обращения: 1 марта 2010. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)
↑ Barr, A. C.; Canup, R. M. Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment (англ.) // Nature Geoscience : journal. — 2010. — 24 January (vol. 3, no. March 2010). — P. 164—167. — doi:10.1038/NGEO746. — Bibcode: 2010NatGe...3..164B. Архивировано 22 июня 2017 года.
↑ Phillips, T. Callisto makes a big splash (неопр.). Science@NASA (23 октября 1998). Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года.
↑ François, Raulin. Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations (англ.) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 2005. — Vol. 116, no. 1—2. — P. 471—487. — doi:10.1007/s11214-005-1967-x. — Bibcode: 2005SSRv..116..471R. (недоступная ссылка)
↑ ¹ ² Vision for Space Exploration (неопр.) (PDF). NASA (2004). Архивировано 4 февраля 2012 года.
↑ James Oberg: Where are the Russians Headed Next? Erschienen in Popular Mechanics, Oktober 1982, S. 183
↑ Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (англ.) // American Institute of Physics Conference Proceedings : journal. — 2003. — 28 January (vol. 654). — P. 821—828. — doi:10.1063/1.1541373.
↑ USA.gov: The U.S. Government’s Official Web Portal (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 2 июля 2012 года.
↑ 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). Архивная копия от 22 октября 2020 на Wayback Machine Veröffentlicht im Februar 2003.

Литература

Бурба Г. А. Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера / Отв. ред. К. П. Флоренский и Ю. И. Ефремов. — Москва: Наука, 1984. — 84 с.

Ссылки

Краткая характеристика Каллисто (неопр.). Архивировано из оригинала 28 марта 2014 года.
Страничка Каллисто Архивная копия от 15 августа 2012 на Wayback Machine на NinePlanets.org (англ.)
Страничка Каллисто Архивная копия от 18 ноября 2019 на Wayback Machine на Views of the Solar System (англ.)
Видео вращающейся Каллисто (неопр.). Архивировано из оригинала 1 июня 2010 года.
Карта Каллисто с названиями деталей поверхности Архивная копия от 15 января 2020 на Wayback Machine // НАСА (англ.)
Карта Каллисто с названиями деталей поверхности Архивная копия от 24 декабря 2019 на Wayback Machine на Gazetteer of Planetary Nomenclature (англ.)

[1] Бурба Г. А. Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера / Ред. К. П. Флоренский, Ю. И. Ефремов; Академия наук СССР, Институт геохимии и аналитической химии. — М.: Наука, 1984. — С. 79.

[Galilei-2] ¹ ² Galilei, G.; Sidereus Nuncius (неопр.). Архивировано из оригинала 23 февраля 2001 года. (March 13, 1610)

[orbit-3] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Planetary Satellite Mean Orbital Parameters (неопр.). Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архивировано 22 августа 2011 года.

[Anderson_2001-4] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 153, no. 1. — P. 157—161. — doi:10.1006/icar.2001.6664. — Bibcode: 2001Icar..153..157A.

[Moore2004-5] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ ¹⁷ ¹⁸ ¹⁹ Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B.; et al. (2004). "Callisto" (PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ed.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Архивировано из оригинала (PDF) 27 марта 2009. Дата обращения: 26 августа 2011.{{cite encyclopedia}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: editors list) (ссылка) Источник (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 27 марта 2009 года.

[magnitude-6] Classic Satellites of the Solar System (неопр.). Observatorio ARVAL. Дата обращения: 13 июля 2007. Архивировано 4 февраля 2012 года.

[Carlson_1999-7] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ Carlson, R. W.; et al. A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto (англ.) // Science : journal. — 1999. — Vol. 283, no. 5403. — P. 820—821. — doi:10.1126/science.283.5403.820. — Bibcode: 1999Sci...283..820C. — PMID 9933159. Архивировано 3 октября 2008 года.

[Liang_2005-8] ¹ ² ³ Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al. Atmosphere of Callisto // Journal of Geophysics Research. — 2005. — Т. 110, № E2. — С. E02003. — doi:10.1029/2004JE002322. — Bibcode: 2005JGRE..11002003L. Архивировано 12 декабря 2011 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 25 августа 2011. Архивировано из оригинала 25 февраля 2009 года.

[HOPE-9] ¹ ² ³ Trautman, Pat; Bethke, Kristen.: Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (неопр.) (PDF). NASA (2003). Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года.

[Musotto2002-10] ¹ ² ³ Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2002. — Vol. 159, no. 2. — P. 500—504. — doi:10.1006/icar.2002.6939. — Bibcode: 2002Icar..159..500M.

[Cooper2001-11] ¹ ² Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 139, no. 1. — P. 133—159. — doi:10.1006/icar.2000.6498. — Bibcode: 2001Icar..149..133C. Архивировано 25 февраля 2009 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 23 августа 2011. Архивировано 25 февраля 2009 года.

[Greeley_2000-12] 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. Galileo views of the geology of Callisto (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2000. — Vol. 48, no. 9. — P. 829—853. — doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7. — Bibcode: 2000P&SS...48..829G.

[Moore1999-13] ¹ ² ³ ⁴ Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1999. — Vol. 140, no. 2. — P. 294—312. — doi:10.1006/icar.1999.6132. — Bibcode: 1999Icar..140..294M.

[Kliore_2002-14] ¹ ² Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al. Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations (англ.) // Journal of Geophysics Research : journal. — 2002. — Vol. 107, no. A11. — P. 1407. — doi:10.1029/2002JA009365. — Bibcode: 2002JGRA.107kSIA19K.

[Canup2002-15] ¹ ² ³ ⁴ Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 124, no. 6. — P. 3404—3423. — doi:10.1086/344684. — Bibcode: 2002AJ....124.3404C. Архивировано 15 июня 2019 года.

[Spohn_2003-16] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Spohn, T.; Schubert, G. Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2003. — Vol. 161, no. 2. — P. 456—467. — doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. — Bibcode: 2003Icar..161..456S. Архивировано 27 февраля 2008 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 24 августа 2011. Архивировано из оригинала 27 февраля 2008 года.

[Kuskov2005-17] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. Internal structure of Europa and Callisto (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2005. — Vol. 177, no. 2. — P. 550—369. — doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. — Bibcode: 2005Icar..177..550K.

[Showman1999-18] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. The Galilean Satellites (англ.) // Science. — 1999. — Vol. 286, no. 5437. — P. 77—84. — doi:10.1126/science.286.5437.77. — PMID 10506564. Архивировано 1 октября 2020 года.

[Lipps2004-19] ¹ ² ³ ⁴ Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. Astrobiology of Jupiter's Icy Moons // Proc. SPIE. — 2004. — Т. 5555. — С. 10. — doi:10.1117/12.560356. Архивировано 20 августа 2008 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 20 августа 2008 года.

[Galileo-20] ¹ ² Satellites of Jupiter (неопр.). The Galileo Project. Дата обращения: 31 июля 2007. Архивировано 4 февраля 2012 года.

[Marius_1614-21] Simone Mario Guntzenhusano. Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — 1614.

[Barnard1892-22] Barnard, E. E. Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1892. — Vol. 12. — P. 81—85. — doi:10.1086/101715. — Bibcode: 1892AJ.....12...81B. Архивировано 19 мая 2019 года.

[Klemaszewski2001-23] ¹ ² Klemaszewski, J.A.; Greeley, R.: Geological Evidence for an Ocean on Callisto (неопр.) (PDF) 1818. Lunar and Planetary Science XXXI (2001). Архивировано 4 февраля 2012 года.

[Brown2003-24] ¹ ² Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al. Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2003. — Vol. 164, no. 2. — P. 461—470. — doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. — Bibcode: 2003Icar..164..461B.

[Morring2007-25] Morring, F. Ring Leader // Aviation Week & Space Technology. — 2007. — 7 мая. — С. 80—83.

[26] Rincon, Paul Jupiter in space agencies' sights (неопр.). BBC News (20 февраля 2009). Дата обращения: 20 февраля 2009. Архивировано 21 февраля 2009 года.

[27] Cosmic Vision 2015–2025 Proposals (неопр.). ESA (21 июля 2007). Дата обращения: 20 февраля 2009. Архивировано из оригинала 25 августа 2011 года.

[Bills2005-28] Bills, Bruce G. Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 175, no. 1. — P. 233—247. — doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. — Bibcode: 2005Icar..175..233B.

[Freeman2006-29] ¹ ² ³ ⁴ Freeman, J. Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto (англ.) // Planetary and Space Science : journal. — Elsevier, 2006. — Vol. 54, no. 1. — P. 2—14. — doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. — Bibcode: 2006P&SS...54....2F. Архивировано 24 августа 2007 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 24 августа 2007 года.

[ringwald-30] Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) (неопр.). California State University, Fresno (29 февраля 2000). Дата обращения: 4 июля 2009. Архивировано 24 января 2012 года.

[Clark-31] Clark, R. N. Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm (англ.) // Journal of Geophysical Research^[англ.] : journal. — 1981. — 10 April (vol. 86, no. B4). — P. 3087—3096. — doi:10.1029/JB086iB04p03087. — Bibcode: 1981JGR....86.3087C. Архивировано 31 октября 2012 года.

[Noll1996-32] Noll, K.S. Detection of SO₂ on Callisto with the Hubble Space Telescope (неопр.) (PDF) 1852. Lunar and Planetary Science XXXI (1996). Архивировано 4 февраля 2012 года.

[33] T. B. McCord et al. Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede (англ.) // Science. — 1997. — Vol. 278, no. 5336. — P. 271—275. — ISSN 0036-8075. — doi:10.1126/science.278.5336.271. Архивировано 24 сентября 2015 года.

[Hibbitts1998-34] ¹ ² Hibbitts, C.A.; McCord, T. B.; Hansen, G.B.: Distributions of CO₂ and SO₂ on the Surface of Callisto (неопр.) 1908. Lunar and Planetary Science XXXI (1998). Архивировано 4 февраля 2012 года.

[Khurana_2000-35] Khurana, K. K.; et al. Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto (англ.) // Nature : journal. — 1998. — Vol. 395, no. 6704. — P. 777—780. — doi:10.1038/27394. — Bibcode: 1998Natur.395..777K. — PMID 9796812. Архивировано 5 октября 2017 года.

[Zimmer_2000-36] ¹ ² Zimmer, C.; Khurana, K. K. Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2000. — Vol. 147, no. 2. — P. 329—347. — doi:10.1006/icar.2000.6456. — Bibcode: 2000Icar..147..329Z. Архивировано 27 марта 2009 года.

[Anderson_1998-37] Anderson, J. D.; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al. Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto (англ.) // Science. — 1998. — Vol. 280, no. 5369. — P. 1573—1576. — doi:10.1126/science.280.5369.1573. — Bibcode: 1998Sci...280.1573A. — PMID 9616114. Архивировано 26 сентября 2007 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 2 декабря 2019. Архивировано 26 сентября 2007 года.

[Sohl2002-38] Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2002. — Vol. 157, no. 1. — P. 104—119. — doi:10.1006/icar.2002.6828. — Bibcode: 2002Icar..157..104S.

[Zahnle_1998-39] ¹ ² Zahnle, K.; Dones, L. Cratering Rates on the Galilean Satellites (англ.) // Icarus. — Elsevier, 1998. — Vol. 136, no. 2. — P. 202—222. — doi:10.1006/icar.1998.6015. — Bibcode: 1998Icar..136..202Z. — PMID 11878353. Архивировано 27 февраля 2008 года. Архивированная копия (неопр.). Дата обращения: 25 августа 2011. Архивировано из оригинала 27 февраля 2008 года.

[Bender_1997-40] ¹ ² ³ ⁴ Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. Geological map of Callisto. — U.S. Geological Survey, 1997. Архивировано 24 января 2015 года.

[Wagner_2001-41] Wagner, R. (March 12-16, 2001). "Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation" (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. Архивировано из оригинала (PDF) 27 марта 2009. Дата обращения: 25 августа 2011. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (формат даты) (ссылка)

[Map_2002-42] ¹ ² Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN (неопр.). U.S. Geological Survey. Архивировано 30 мая 2012 года.

[43] 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 темных газо-пылевых областей значительного размера.

[Chapman1997-44] Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al.: Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results (неопр.) (PDF) 1221. Lunar and Planetary Science XXXI (1997). Архивировано 4 февраля 2012 года.

[Strobel2002-45] Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 581, no. 1. — P. L51—L54. — doi:10.1086/345803. — Bibcode: 2002ApJ...581L..51S.

[Spencer2002-46] Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. Condensed O2 on Europa and Callisto (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 124, no. 6. — P. 3400—3403. — doi:10.1086/344307. — Bibcode: 2002AJ....124.3400S. Архивировано 11 мая 2020 года.

[McKinnon2006-47] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ McKinnon, William B. On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2006. — Vol. 183, no. 2. — P. 435—450. — doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. — Bibcode: 2006Icar..183..435M.

[Nagel2004-48] ¹ ² ³ Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T. A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 169, no. 2. — P. 402—412. — doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. — Bibcode: 2004Icar..169..402N.

[Barr2-49] Barr, A. C.; Canup, R. M. Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2008. — 3 August (vol. 198, no. 1). — P. 163—177. — doi:10.1016/j.icarus.2008.07.004. — Bibcode: 2008Icar..198..163B.

[Showman2-50] Showman, A. P.; Malhotra, R. Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1997. — March (vol. 127, no. 1). — P. 93—111. — doi:10.1006/icar.1996.5669. — Bibcode: 1997Icar..127...93S.

[Baldwin-51] Baldwin, E. Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy (неопр.). Astronomy Now Online. Astronomy Now (25 января 2010). Дата обращения: 1 марта 2010. Архивировано 4 февраля 2012 года.

[LPI1158-52] Barr, A. C. (March 2010). "Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment" (PDF). 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. Архивировано из оригинала (PDF) 5 июня 2011. Дата обращения: 1 марта 2010. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка)

[Barr-53] Barr, A. C.; Canup, R. M. Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment (англ.) // Nature Geoscience : journal. — 2010. — 24 January (vol. 3, no. March 2010). — P. 164—167. — doi:10.1038/NGEO746. — Bibcode: 2010NatGe...3..164B. Архивировано 22 июня 2017 года.

[Phillips-54] Phillips, T. Callisto makes a big splash (неопр.). Science@NASA (23 октября 1998). Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года.

[François2005-55] François, Raulin. Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations (англ.) // Space Science Reviews : journal. — Springer, 2005. — Vol. 116, no. 1—2. — P. 471—487. — doi:10.1007/s11214-005-1967-x. — Bibcode: 2005SSRv..116..471R. (недоступная ссылка)

[CallistoBase-56] ¹ ² Vision for Space Exploration (неопр.) (PDF). NASA (2004). Архивировано 4 февраля 2012 года.

[57] James Oberg: Where are the Russians Headed Next? Erschienen in Popular Mechanics, Oktober 1982, S. 183

[58] Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) (англ.) // American Institute of Physics Conference Proceedings : journal. — 2003. — 28 January (vol. 654). — P. 821—828. — doi:10.1063/1.1541373.

[59] USA.gov: The U.S. Government’s Official Web Portal (неопр.). Дата обращения: 26 августа 2011. Архивировано из оригинала 2 июля 2012 года.

[60] 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). Архивная копия от 22 октября 2020 на Wayback Machine Veröffentlicht im Februar 2003.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

Ссылки на внешние ресурсы
Словари и энциклопедии	Большая датская Большая каталанская Большая норвежская Большая российская (старая версия) Britannica (онлайн) PWN
В библиографических каталогах	GND: 4615523-5 J9U: 987007549320905171 LCCN: sh99005833 VIAF: 237455229 WorldCat VIAF: 237455229

Спутники в Солнечной системе
более 4000 км	Ганимед Титан Каллисто
2000—4000 км	Ио Луна Европа Тритон
1000—2000 км	Титания Рея Оберон Япет Харон Ариэль Умбриэль Диона Тефия
500—1000 км	Энцелад
250—500 км	Миранда Протей Мимас Нереида Ильмарэ Хииака Гиперион Актея Дисномия
100—250 км	Феба Ларисса Янус Галатея Намака Амальтея Пак Сикоракса Порция Форкий Вант Зоя Тавискарон S/2015 (136472) 1 Сянлю Эпиметей
50—100 км	Фива Джульетта Никта Прометей Элара S/2000 (90) 1 Таласса Пандора Белинда Крессида Гидра Розалинда Калибан Наяда Дездемона Галимеда Пасифе Несо Бианка Вейвот Просперо
По планетам (и карликовым)	Меркурия Венеры Земли Луна Марса Астероидов Юпитера Сатурна Урана Нептуна Плутона Хаумеа Макемаке Эриды Кандидаты: Гун-гуна Орка Квавара

Солнечная система
Солнечная система
Центральная звезда и планеты	Солнце Меркурий Венера Земля Марс Юпитер Сатурн Уран Нептун
Карликовые планеты	Церера Плутон Хаумеа Макемаке Эрида Кандидаты Седна Орк Квавар Гун-гун 2002 MS₄
Крупные спутники	Ганимед Титан Каллисто Ио Луна Европа Тритон Титания Рея Оберон Япет Харон Ариэль Умбриэль Диона Тефия Энцелад Миранда Протей Мимас Нереида
Спутники / кольца	Земли / ∅ Марса Юпитера / ∅ Сатурна / ∅ Урана / ∅ Нептуна / ∅ Плутона / ∅ Хаумеа Макемаке Эриды Кандидаты Орка Квавара
Первые открытые астероиды	(1) Церера (2) Паллада (3) Юнона (4) Веста (5) Астрея (6) Геба (7) Ирида (8) Флора (9) Метида (10) Гигея (11) Парфенопа
Малые тела	метеороиды астероиды / их спутники околоземные основного пояса троянские кентавры транснептуновые пояс Койпера плутино кьюбивано рассеянный диск дамоклоиды кометы облако Оорта
Искусственные объекты	искусственные спутники Земли межпланетные космические аппараты
Гипотетические объекты	Вулкан и вулканоиды спутник Меркурия спутники Венеры другие спутники Земли Противоземля Девятая планета, Тюхе, Планета X и другие транснептуновые планеты Немезида Бывшие планеты: Тейя, Фаэтон или Планета V Пятый газовый гигант
Список объектов Солнечной системы Астрономические объекты

Атмосферы
Атмосферы звёзд	Солнце
Атмосферы планет	Меркурий Венера Земля Марс Юпитер Сатурн Уран Нептун
Атмосферы спутников	Луна Диона Ио Европа Ганимед Каллисто Энцелад Титан Рея Тритон
Карликовые планеты	Церера Плутон Макемаке
Экзопланеты	Осирис Kepler-7 b
См. также	Солнечная система Планетология Кометы

Каллисто (спутник): различия между версиями

Текущая версия от 13:43, 24 сентября 2024

Содержание

Основные сведения

Открытие и наименование

Исследование

Проекты будущих КА

Орбита и вращение

Физические характеристики

Состав

Внутренняя структура

Детали поверхности

Атмосфера и ионосфера

Происхождение и эволюция

Возможность жизни в океане

Потенциал для колонизации

См. также

Примечания

Литература

Ссылки

Навигация

@@ Строка 1: / Строка 1: @@
 {{Значения|Каллисто (значения)}}
 {{Карточка планеты
-| маленькая карточка            =
+ |маленькая карточка            =
-| тип                           = спутник
+ |тип                           = спутник
-| фон                           = #a0ffa0
+ |фон                           = #a0ffa0
-| название                      = Каллисто
+ |название                      = Каллисто
-| символ                        =
+ |символ                        =
-| изображение                   = Callisto.jpg
+ |изображение                   = Callisto.jpg
-| ширина                        =
+ |ширина                        =
-| подпись                       = Сильно кратерированное противоюпитерианское полушарие Каллисто. Фото сделал в 2001&nbsp;году КА НАСА «[[Галилео (КА)|Галилео]]». В верхнем правом углу изображения виднеется крупная кольцевая деталь [[Асгард (кратер)|Асгард]], кратер с радиальными лучами ниже и правее центра называется [[Бран (кратер)|Бран]]<ref>{{книга|автор=Бурба Г. А.|ответственный=Ред. К. П. Флоренский, Ю. И. Ефремов; Академия наук СССР, Институт геохимии и аналитической химии|заглавие=Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера|место=М.|год=1984|издательство=[[Наука (издательство)|Наука]]|страницы=79|}}</ref>
+ |подпись                       = Сильно кратерированное противоюпитерианское полушарие Каллисто. Фото сделал в 2001&nbsp;году КА НАСА «[[Галилео (КА)|Галилео]]». В верхнем правом углу изображения виднеется крупная кольцевая деталь [[Асгард (кратер)|Асгард]], кратер с радиальными лучами ниже и правее центра называется [[Бран (кратер)|Бран]]<ref>{{книга|автор=Бурба Г. А.|ответственный=Ред. К. П. Флоренский, Ю. И. Ефремов; Академия наук СССР, Институт геохимии и аналитической химии|заглавие=Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера|место=М.|год=1984|издательство=[[Наука (издательство)|Наука]]|страницы=79|}}</ref>
-| изображение2                  =
+ |изображение2                  =
-| ширина2                       =
+ |ширина2                       =
-| подпись2                      =
+ |подпись2                      =
-| другие названия               = Юпитер&nbsp;IV
+ |другие названия               = Юпитер&nbsp;IV
-| обозначение астероида =
+ |обозначение астероида         =
-| категория астероида =
+ |категория астероида           =
-| открытие-ref =
+ |открытие-ref                  =
-| первооткрыватель = [[Галилей, Галилео|Галилео Галилей]]
+ |первооткрыватель              = [[Галилей, Галилео|Галилео Галилей]]
-| место открытия =
+ |место открытия                =
-| дата открытия-ref = [[7 января]] [[1610]]<ref name=Galilei/>
+ |дата открытия-ref             = [[7 января]] [[1610 год]]а<ref name="Galilei"/>
-| способ открытия =
+ |способ открытия               =
-| орбита-ref =
+ |орбита-ref                    =
-| эпоха =
+ |эпоха                         =
-| перигелий =
+ |перигелий                     =
-| апсида = иовий
+ |апсида                        = иовий
-| периапсида = 1&nbsp;869&nbsp;000&nbsp;км{{Ref_label|B|b|none}}
+ |периапсида                    = 1&nbsp;869&nbsp;000&nbsp;км{{Ref_label|B|b|none}}
-| апоапсида = 1&nbsp;897&nbsp;000&nbsp;км{{Ref_label|A|a|none}}
+ |апоапсида                     = 1&nbsp;897&nbsp;000&nbsp;км{{Ref_label|A|a|none}}
-| афелий =
+ |афелий                        =
-| большая полуось = 1&nbsp;882&nbsp;700&nbsp;км<ref name=orbit/>
+ |большая полуось               = 1&nbsp;882&nbsp;700&nbsp;км<ref name="orbit"/>
-| радиус орбиты =
+ |радиус орбиты                 =
-| эксцентриситет = 0,0074<ref name=orbit/>
+ |эксцентриситет                = 0,0074<ref name="orbit"/>
-| сидерический период = 16,6890184 д<ref name=orbit/>
+ |сидерический период           = 16,6890184 д<ref name="orbit"/>
-| синодический период =
+ |синодический период           =
-| орбитальная скорость = 8,204 км/с
+ |орбитальная скорость          = 8,204 км/с
-| аномалия =
+ |аномалия                      =
-| наклонение = 0,192° (к локальной [[Плоскость Лапласа|плоскости Лапласа]])<ref name=orbit/>
+ |наклонение                    = 0,192° (к локальной [[Плоскость Лапласа|плоскости Лапласа]])<ref name="orbit"/>
-| угловое перемещение =
+ |угловое перемещение           =
-| долгота восходящего узла =
+ |долгота восходящего узла      =
-| долгота периастра =
+ |долгота периастра             =
-| время периастра =
+ |время периастра               =
-| аргумент перицентра =
+ |аргумент перицентра           =
-| половинная амплитуда =
+ |половинная амплитуда          =
-| чей спутник = Юпитера
+ |чей спутник                   = Юпитера
-| спутники =
+ |спутники                      =
-| физические характеристики-ref =
+ |физические характеристики-ref =
-| размеры =
+ |размеры                       =
-| приплюснутость =
+ |приплюснутость                =
-| экваториальный радиус =
+ |экваториальный радиус         =
-| полярный радиус =
+ |полярный радиус               =
-| средний радиус = 2410,3&nbsp;±&nbsp;1,5&nbsp;км (0,378 земного)<ref name="Anderson 2001"/>
+ |средний радиус                = 2410,3&nbsp;±&nbsp;1,5&nbsp;км (0,378 земного)<ref name="Anderson 2001"/>
-| окружность большого круга =
+ |окружность большого круга     =
-| площадь поверхности = 7,30{{Esp|7}} км<sup>2</sup> (0,143 земной){{Ref_label|C|c|none}}
+ |площадь поверхности           = 7,30{{Esp|7}} км<sup>2</sup> (0,143 земной){{Ref_label|C|c|none}}
-| объём = 5,9{{Esp|10}} км<sup>3</sup> (0,0541 земного){{Ref_label|D|d|none}}
+ |объём                         = 5,9{{Esp|10}} км<sup>3</sup> (0,0541 земного){{Ref_label|D|d|none}}
-| масса = 1,075&nbsp;938&nbsp;±&nbsp;0,000&nbsp;137{{Esp|23}} [[килограмм|кг]] (0,018 земной)<ref name="Anderson 2001"/>
+ |масса                         = 1,075{{Esp|23}} [[килограмм|кг]] (0,018 земной)<ref name="Anderson 2001"/>
-| плотность = 1,834&nbsp;4&nbsp;±&nbsp;0,003&nbsp;4 г/см<sup>3</sup><ref name="Anderson 2001"/>
+ |плотность                     = 1,834&nbsp;4&nbsp;±&nbsp;0,003&nbsp;4 г/см<sup>3</sup><ref name="Anderson 2001"/>
-| ускорение свободного падения = 1,235&nbsp;[[Ускорение|м/с<sup>2</sup>]] (0,126 {{nobr|''[[Перегрузка (техника)|g]]''}}){{Ref_label|E|e|none}}
+ |ускорение свободного падения  = 1,235&nbsp;[[Ускорение|м/с<sup>2</sup>]] (0,126 {{nobr|''[[Перегрузка (техника)|g]]''}}){{Ref_label|E|e|none}}
-| первая космическая скорость =
+ |первая космическая скорость   = 1,726 км/с
-| вторая космическая скорость = 2,440&nbsp;км/с{{Ref_label|F|f|none}}
+ |вторая космическая скорость   = 2,440&nbsp;км/с{{Ref_label|F|f|none}}
-| скорость вращения = [[Синхронный спутник|синхронизирован]]<ref name="Anderson 2001"/>
+ |скорость вращения             = [[Синхронный спутник|синхронизирован]]<ref name="Anderson 2001"/>
-| период вращения = [[Синхронный спутник|синхронизирован]] (повёрнут к Юпитеру одной стороной)
+ |период вращения               = [[Синхронный спутник|синхронизирован]] (повёрнут к Юпитеру одной стороной)
-| наклон оси = нулевой<ref name="Anderson 2001"/>
+ |наклон оси                    = нулевой<ref name="Anderson 2001"/>
-| прямое восхождение =
+ |прямое восхождение            =
-| склонение =
+ |склонение                     =
-| полярная небесная широта =
+ |полярная небесная широта      =
-| полярная небесная долгота =
+ |полярная небесная долгота     =
-| альбедо = 0,22 (геометрическое)<ref name=Moore2004/>
+ |альбедо                       = 0,22 (геометрическое)<ref name="Moore2004"/>
-| спектральный класс =
+ |спектральный класс            =
-| видимая звёздная величина = 5,65 ([[Противостояние планеты|в противостоянии]])<ref name=magnitude>{{cite web|title=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|publisher=Observatorio ARVAL|accessdate=2007-07-13|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgwuFT9?url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|archivedate=2012-02-04}}</ref>
+ |видимая звёздная величина     = 5,65 ([[Противостояние планеты|в противостоянии]])<ref name="magnitude">{{cite web|title=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|publisher=Observatorio ARVAL|accessdate=2007-07-13|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgwuFT9?url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|archivedate=2012-02-04}}</ref>
-| абсолютная звёздная величина =
+ |абсолютная звёздная величина  =
-| угловой диаметр =
+ |угловой диаметр               =
-| температура на поверхности =
+ |температура на поверхности    =
-| температура 1 имя = поверхностная ([[Кельвин|К]])<ref name=Moore2004/>
+ |температура 1 имя             = поверхностная ([[Кельвин|K]])<ref name="Moore2004"/>
-| температура 1 минимум = 80&nbsp;±&nbsp;5
+ |температура 1 минимум         = 80 K  {{!}}
-| температура 1 средняя = 134&nbsp;±&nbsp;11
+ |температура 1 средняя         = 123 K  {{!}}
-| температура 1 максимум = 165&nbsp;±&nbsp;5
+ |температура 1 максимум        = 165 K  {{!}}
-| температура 2 имя =
+ |температура 2 имя             =
-| температура 2 минимум =
+ |температура 2 минимум         =
-| температура 2 средняя =
+ |температура 2 средняя         =
-| температура 2 максимум =
+ |температура 2 максимум        =
-| атмосфера-ref =
+ |атмосфера-ref                 =
-| атмосферное давление = 7,5&nbsp;[[Бар (единица измерения)|пБар]]<ref name="Carlson 1999"/>
+ |атмосферное давление          = 7,5&nbsp;[[Бар (единица измерения)|пБар]]<ref name="Carlson 1999"/>
-| шкала высоты =
+ |шкала высоты                  =
-| состав атмосферы = ~4{{Esp|8}}&nbsp;см<sup>−3</sup> [[Оксид углерода(IV)|диоксида углерода]]<ref name="Carlson 1999"/><br>более чем 2{{Esp|10}}&nbsp;см<sup>−3</sup> [[Кислород|молекулярного кислорода]](O<sub>2</sub>)<ref name="Liang 2005"/>
+ |состав атмосферы              = ~4{{Esp|8}}&nbsp;см<sup>−3</sup> [[Оксид углерода(IV)|диоксида углерода]]<ref name="Carlson 1999"/><br>более чем 2{{Esp|10}}&nbsp;см<sup>−3</sup> [[Кислород|молекулярного кислорода]](O<sub>2</sub>)<ref name="Liang 2005"/>
 }}
-'''Калли́сто''' ({{lang-la|Callisto}}; {{lang-el|Καλλιστώ}}) — второй по размеру спутник [[Юпитер (планета)|Юпитера]] (после [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]), один из четырёх [[Галилеевы спутники|галилеевых]] спутников и самый удалённый среди них от планеты<ref name=orbit/>. Является третьим по величине [[Спутники в Солнечной системе|спутником в Солнечной системе]] после Ганимеда и [[Титан (спутник)|Титана]]. Был открыт в 1610 году [[Галилей, Галилео|Галилео Галилеем]], назван в честь персонажа [[Древнегреческая мифология|древнегреческой мифологии]] — [[Каллисто]], любовницы [[Зевс]]а.
+'''Калли́сто''' ({{lang-la|Callisto}}; {{lang-grc|Καλλιστώ}}) — второй по размеру спутник [[Юпитер (планета)|Юпитера]] (после [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]), один из четырёх [[Галилеевы спутники|галилеевых]] спутников и самый удалённый среди них от планеты<ref name="orbit"/>. Является третьим по величине [[Спутники в Солнечной системе|спутником в Солнечной системе]] после Ганимеда и [[Титан (спутник)|Титана]]. Был открыт в 1610 году [[Галилей, Галилео|Галилео Галилеем]], назван в честь персонажа [[Древнегреческая мифология|древнегреческой мифологии]] — [[Каллисто]], любовницы [[Зевс]]а.
-Благодаря низкому уровню [[радиация|радиационного фона]] в окрестностях Каллисто и её размерам её часто предлагают для основания станции, которая послужит для дальнейшего освоения системы Юпитера [[человечество]]м<ref name=HOPE/>. На 2015 год основной объём знаний об этом спутнике получен аппаратом «[[Галилео (КА)|Галилео]]»; другие [[Автоматическая межпланетная станция|АМС]] — «[[Пионер-10]]», «[[Пионер-11]]», «[[Вояджер-1]]», «[[Вояджер-2]]», «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]» и «[[Новые горизонты]]» — изучали спутник во время полёта к другим объектам.
+Благодаря низкому уровню [[радиация|радиационного фона]] в окрестностях Каллисто и её размерам её часто предлагают для основания станции, которая послужит для дальнейшего освоения системы Юпитера [[человечество]]м<ref name="HOPE"/>. На 2015 год основной объём знаний об этом спутнике получен аппаратом «[[Галилео (КА)|Галилео]]»; другие [[Автоматическая межпланетная станция|АМС]] — «[[Пионер-10]]», «[[Пионер-11]]», «[[Вояджер-1]]», «[[Вояджер-2]]», «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]» и «[[Новые горизонты]]» — изучали спутник во время полёта к другим объектам.
 == Основные сведения ==
-Каллисто — [[синхронный спутник]]: её период вращения вокруг своей оси равен её орбитальному периоду, таким образом, она всегда обращена к Юпитеру одной стороной (находится в [[Приливный захват|приливном захвате]]). Так как Каллисто не находится в высокочастотном [[Орбитальный резонанс|орбитальном резонансе]] с другими крупными спутниками, возмущения со стороны [[Ио (спутник)|Ио]], [[Европа (спутник)|Европы]], [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]] не вызывают увеличения [[эксцентриситет]]а её орбиты и не приводят к приливному разогреву из-за взаимодействия с центральной планетой<ref name=Musotto2002/>.
+Каллисто — [[синхронный спутник]]: её период вращения вокруг своей оси равен её орбитальному периоду, таким образом, она всегда обращена к Юпитеру одной стороной (находится в [[Приливный захват|приливном захвате]]). Так как Каллисто не находится в высокочастотном [[Орбитальный резонанс|орбитальном резонансе]] с другими крупными спутниками, возмущения со стороны [[Ио (спутник)|Ио]], [[Европа (спутник)|Европы]], [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]] не вызывают увеличения [[эксцентриситет]]а её орбиты и не приводят к приливному разогреву из-за взаимодействия с центральной планетой<ref name="Musotto2002"/>.
 Каллисто — третий по величине [[Естественный спутник|спутник]] в [[Солнечная система|Солнечной системе]], а в спутниковой системе Юпитера — второй после [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]. Диаметр Каллисто составляет около 99 % диаметра [[Меркурий (планета)|Меркурия]], а масса — всего треть от массы этой планеты. Каллисто имеет среднюю [[плотность]] около {{nobr|1,83 г/см<sup>3</sup>}} и состоит из приблизительно равного количества камня и льдов. [[Спектроскопия]] выявила на поверхности Каллисто [[лёд|водяной лёд]], [[Оксид углерода(IV)|углекислый газ]], [[Силикаты (минералы)|силикаты]] и [[Органические вещества|органику]].
-Каллисто менее подвержена влиянию [[Магнитосфера Юпитера|магнитосферы Юпитера]], чем более близкие его спутники, потому что находится достаточно далеко от него<ref name=Cooper2001/>. Она покрыта множеством [[Ударный кратер|кратеров]], что указывает на большой возраст её поверхности. Там практически не заметно следов подповерхностных процессов (например, [[Тектоника плит|тектонических]] или [[вулкан]]ических), и, очевидно, главную роль в формировании рельефа на спутнике играют [[Импактное событие|удары]] метеоритов и более крупных объектов<ref name="Greeley 2000"/>. Наиболее характерная особенность поверхности Каллисто — многокольцевые структуры («''цирки''»), а также большое количество [[Ударный кратер|ударных кратеров]] различной формы, некоторые из которых образуют [[цепочка кратеров|цепочки]], и связанные со всеми этими структурами откосы, гребни и отложения<ref name="Greeley 2000"/>. Низменности спутника характеризуются сглаженным ландшафтом и более тёмным цветом, а верхние части возвышенностей покрыты ярким инеем<ref name=Moore2004/>. Относительно небольшое количество маленьких кратеров по сравнению с большими, а также заметная распространенность холмов указывают на постепенное сглаживание рельефа спутника процессами [[Сублимация (физика)|сублимации]]<ref name=Moore1999/>. Точный возраст геоструктур Каллисто неизвестен.
+Каллисто менее подвержена влиянию [[Магнитосфера Юпитера|магнитосферы Юпитера]], чем более близкие его спутники, потому что находится достаточно далеко от него<ref name="Cooper2001"/>. Она покрыта множеством [[Ударный кратер|кратеров]], что указывает на большой возраст её поверхности. Там практически не заметно следов подповерхностных процессов (например, [[Тектоника плит|тектонических]] или [[вулкан]]ических), и, очевидно, главную роль в формировании рельефа на спутнике играют [[Импактное событие|удары]] метеоритов и более крупных объектов<ref name="Greeley 2000"/>. Наиболее характерная особенность поверхности Каллисто — многокольцевые структуры («''цирки''»), а также большое количество [[Ударный кратер|ударных кратеров]] различной формы, некоторые из которых образуют [[цепочка кратеров|цепочки]], и связанные со всеми этими структурами откосы, гребни и отложения<ref name="Greeley 2000"/>. Низменности спутника характеризуются сглаженным ландшафтом и более тёмным цветом, а верхние части возвышенностей покрыты ярким инеем<ref name="Moore2004"/>. Относительно небольшое количество маленьких кратеров по сравнению с большими, а также заметная распространённость холмов указывают на постепенное сглаживание рельефа спутника процессами [[Сублимация (физика)|сублимации]]<ref name="Moore1999"/>. Точный возраст геоструктур Каллисто неизвестен.
 Каллисто окружена чрезвычайно разреженной [[Атмосфера|атмосферой]], состоящей из [[Оксид углерода(IV)|углекислого газа]]<ref name="Carlson 1999"/> и, возможно, из молекулярного [[кислород]]а<ref name="Liang 2005"/>, а также относительно мощной [[Ионосфера|ионосферой]]<ref name="Kliore 2002"/>.
-Каллисто, как предполагается, образовалась в ходе медленной [[Аккреция|аккреции]] из газопылевого диска, окружавшего Юпитер после его формирования<ref name=Canup2002/>. Из-за низкой скорости наращивания массы спутника и слабого приливного нагрева температура в его недрах была недостаточной для их дифференциации. Но вскоре после начала формирования Каллисто внутри неё началась медленная [[конвекция]], которая привела к частичной дифференциации — формированию подповерхностного океана на глубине {{nobr|100—150 км}} и небольшого [[Силикаты (минералы)|силикатного]] ядра<ref name="Spohn 2003"/>. По данным измерений, выполненных с борта КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]», глубина подповерхностного слоя жидкой [[Вода|воды]] превышает 100 км<ref name=Kuskov2005/><ref name=Showman1999/>. Наличие [[океан]]а в недрах Каллисто делает этот спутник одним из возможных мест присутствия [[Внеземная жизнь|внеземной жизни]]. Однако на Каллисто условия для возникновения и поддержания жизни на основе [[хемосинтез]]а менее благоприятны, чем на [[Европа (спутник)|Европе]]<ref name=Lipps2004/>.
+Каллисто, как предполагается, образовалась в ходе медленной [[Аккреция|аккреции]] из газопылевого диска, окружавшего Юпитер после его формирования<ref name="Canup2002"/>. Из-за низкой скорости наращивания массы спутника и слабого приливного нагрева температура в его недрах была недостаточной для их дифференциации. Но вскоре после начала формирования Каллисто внутри неё началась медленная [[конвекция]], которая привела к частичной дифференциации — формированию подповерхностного океана на глубине {{nobr|100—150 км}} и небольшого [[Силикаты (минералы)|силикатного]] ядра<ref name="Spohn 2003"/>. По данным измерений, выполненных с борта КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]», глубина подповерхностного слоя жидкой [[Вода|воды]] превышает 100 км<ref name="Kuskov2005"/><ref name="Showman1999"/>. Наличие [[океан]]а в недрах Каллисто делает этот спутник одним из возможных мест присутствия [[Внеземная жизнь|внеземной жизни]]. Однако на Каллисто условия для возникновения и поддержания жизни на основе [[хемосинтез]]а менее благоприятны, чем на [[Европа (спутник)|Европе]]<ref name="Lipps2004"/>.
 == Открытие и наименование ==
-Каллисто была обнаружена [[Галилей, Галилео|Галилео Галилеем]] в январе 1610 года вместе с тремя другими большими спутниками Юпитера ([[Ио (спутник)|Ио]], [[Европа (спутник)|Европой]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимедом]])<ref name=Galilei>Galilei, G.; {{cite web |title = ''Sidereus Nuncius'' |url = http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html |archiveurl = https://archive.is/20010223011934/http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html |archivedate = 2001-02-23 |deadlink = yes }} (March 13, 1610)</ref> и получила своё имя, как и другие [[галилеевы спутники]], в честь одной из возлюбленных древнегреческого бога Зевса. [[Каллисто]] была нимфой (по другим источникам — дочерью [[Ликаон]]а), приближённой к богине охоты [[Артемида|Артемиде]]<ref name=Galileo/>. Название для спутника предложил [[Марий, Симон|Симон Марий]] вскоре после открытия<ref name=Marius_1614>{{книга|автор=[[Марий, Симон|Simone Mario Guntzenhusano]].|заглавие=Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici|год=1614|ссылка=https://books.google.com/books?id=eFJRAAAAcAAJ&pg=PP35}}</ref>. Марий приписывал это предложение [[Кеплер, Иоганн|Иоганну Кеплеру]]<ref name=Galileo>{{cite web|title=Satellites of Jupiter|publisher=The Galileo Project|url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html|accessdate=2007-07-31|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgxLekL?url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Однако современные названия [[Галилеевы спутники|галилеевых спутников]] не находили широкого употребления вплоть до середины 20 столетия. Во множестве ранней [[Астрономия|астрономической]] литературы Каллисто упоминается как {{nobr|Юпитер IV}} (по системе, предложенной Галилео) или как «четвёртый спутник Юпитера»<ref name=Barnard1892>{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html|заглавие=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter|том=12|страницы=81—85|doi=10.1086/101715|bibcode=1892AJ.....12...81B|язык=en|тип=journal|автор=Barnard, E. E.|год=1892|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство={{Нп3|IOP Publishing}}}}</ref>. Прилагательным от названия спутника будет «каллистонианский»{{уточнить}}<ref name=Klemaszewski2001>{{cite web|last=Klemaszewski|first=J.A.|coauthors=Greeley, R.|title=Geological Evidence for an Ocean on Callisto|year=2001|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|page=1818|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgyBaxB?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>.
+Каллисто была обнаружена [[Галилей, Галилео|Галилео Галилеем]] в январе 1610 года вместе с тремя другими большими спутниками Юпитера ([[Ио (спутник)|Ио]], [[Европа (спутник)|Европой]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимедом]])<ref name="Galilei">Galilei, G.; {{cite web |title = ''Sidereus Nuncius'' |url = http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html |archiveurl = https://archive.today/20010223011934/http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html |archivedate = 2001-02-23 |url-status = dead }} (March 13, 1610)</ref> и получила своё имя, как и другие [[галилеевы спутники]], в честь одной из возлюбленных древнегреческого бога Зевса. [[Каллисто]] была нимфой (по другим источникам — дочерью [[Ликаон]]а), приближённой к богине охоты [[Артемида|Артемиде]]<ref name="Galileo"/>. Название для спутника предложил [[Марий, Симон|Симон Марий]] вскоре после открытия<ref name="Marius_1614">{{книга|автор=[[Марий, Симон|Simone Mario Guntzenhusano]].|заглавие=Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici|год=1614|ссылка=https://books.google.com/books?id=eFJRAAAAcAAJ&pg=PP35}}</ref>. Марий приписывал это предложение [[Кеплер, Иоганн|Иоганну Кеплеру]]<ref name="Galileo">{{cite web|title=Satellites of Jupiter|publisher=The Galileo Project|url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html|accessdate=2007-07-31|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgxLekL?url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Однако современные названия [[Галилеевы спутники|галилеевых спутников]] не находили широкого употребления вплоть до середины ХХ столетия. Во множестве ранней [[Астрономия|астрономической]] литературы Каллисто упоминается как Юпитер IV (по системе, предложенной Галилео) или как «четвёртый спутник Юпитера»<ref name="Barnard1892">{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html|заглавие=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter|том=12|страницы=81—85|doi=10.1086/101715|bibcode=1892AJ.....12...81B|язык=en|тип=journal|автор=Barnard, E. E.|год=1892|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|archivedate=2019-05-19|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190519101246/http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html}}</ref>. Прилагательным от названия спутника будет «каллистонианский»{{уточнить}}<ref name="Klemaszewski2001">{{cite web|last=Klemaszewski|first=J.A.|coauthors=Greeley, R.|title=Geological Evidence for an Ocean on Callisto|year=2001|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|page=1818|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgyBaxB?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>.
 == Исследование ==
-Пролет вблизи Юпитера в 1970-х годах [[Автоматическая межпланетная станция|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<ref name=Moore2004>{{cite encyclopedia|last=Moore|first=Jeffrey M.|coauthors=Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al. |title=Callisto|encyclopedia=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.| url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|format=PDF}}</ref>. Подлинным прорывом стало исследование спутника космическими аппаратами «[[Вояджер-1]]» и «[[Вояджер-2|2]]» в ходе их пролёта около Юпитера в 1979—1980 годах. Они провели фотографирование более чем половины поверхности спутника с разрешением в {{nobr|1—2 км}} и позволили получить точные данные о массе, форме и температуре поверхности<ref name=Moore2004/>. Новая эпоха исследований длилась с 1994 по 2003, когда КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]» совершил восемь близких пролётов от Каллисто, а во время последнего пролёта по орбите C30 в 2001 прошёл на расстоянии в {{nobr|138 км}} от поверхности спутника. «Галилео» провёл глобальное фотографирование поверхности спутника и для некоторых отдельных районов сделал немало фотографий с разрешением до 15 метров<ref name="Greeley 2000"/>. В 2000 году КА «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]», находясь в полёте к системе [[Сатурн (планета)|Сатурна]], получил инфракрасные спектры Каллисто с высоким разрешением<ref name=Brown2003>{{статья|заглавие=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter|том=164|номер=2|страницы=461—470|doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9|bibcode=2003Icar..164..461B|язык=en|тип=journal|автор=Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al.|год=2003|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>. В феврале-марте 2007 года КА «[[Новые горизонты]]», находясь в пути к [[Плутон (карликовая планета)|Плутону]], получил новые изображения и спектры Каллисто<ref name=Morring2007>{{статья|заглавие=Ring Leader|издание=Aviation Week & Space Technology|страницы=80—83|язык=mis|автор=Morring, F.|число=7|месяц=5|год=2007}}</ref>.
+Пролёт вблизи Юпитера в 1970-х годах [[Автоматическая межпланетная станция|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<ref name="Moore2004">{{cite encyclopedia|last=Moore|first=Jeffrey M.|author2=Chapman, Clark R.|author3=Bierhaus, Edward B.|display-authors=etal|title=Callisto|encyclopedia=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.|url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|format=PDF|access-date=2011-08-26|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327052125/http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf|url-status=dead}} {{Cite web |url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf |title=Источник |access-date=2011-08-26 |archive-date=2009-03-27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090327052125/http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf |url-status=dead }}</ref>. Подлинным прорывом стало исследование спутника космическими аппаратами «[[Вояджер-1]]» и «[[Вояджер-2|2]]» в ходе их пролёта около Юпитера в 1979—1980 годах. Они провели фотографирование более чем половины поверхности спутника с разрешением в {{nobr|1—2 км}} и позволили получить точные данные о массе, форме и температуре поверхности<ref name="Moore2004"/>. Новая эпоха исследований длилась с 1994 по 2003, когда КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]» совершил восемь близких пролётов от Каллисто, а во время последнего пролёта по орбите C30 в 2001 прошёл на расстоянии в {{nobr|138 км}} от поверхности спутника. «Галилео» провёл глобальное фотографирование поверхности спутника и для некоторых отдельных районов сделал немало фотографий с разрешением до 15 метров<ref name="Greeley 2000"/>. В 2000 году КА «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]», находясь в полёте к системе [[Сатурн (планета)|Сатурна]], получил инфракрасные спектры Каллисто с высоким разрешением<ref name="Brown2003">{{статья|заглавие=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter|том=164|номер=2|страницы=461—470|doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9|bibcode=2003Icar..164..461B|язык=en|тип=journal|автор=Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; et al.|год=2003|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. В феврале-марте 2007 года КА «[[Новые горизонты]]», находясь в пути к [[Плутон (карликовая планета)|Плутону]], получил новые изображения и спектры Каллисто<ref name="Morring2007">{{статья|заглавие=Ring Leader|издание=Aviation Week & Space Technology|страницы=80—83|автор=Morring, F.|число=7|месяц=5|год=2007}}</ref>.
 === Проекты будущих КА ===
-Предложенная к запуску в 2020 году [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM) представляет собой совместный проект [[НАСА]] и [[Европейское космическое агентство|ЕКА]] по исследованию лун Юпитера и его магнитосферы. В феврале 2009 году ЕКА и НАСА подтвердили, что миссии был присвоен более высокий приоритет, чем [[Titan Saturn System Mission]]<ref>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|title=Jupiter in space agencies' sights|first=Paul|last=Rincon|publisher=BBC News|accessdate=2009-02-20|date=2009-02-20}}</ref>. Но так как ЕКА осуществляет одновременную поддержку других программ, то европейский вклад в эту программу сталкивается с финансовыми трудностями<ref>{{cite web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|deadlink=yes|title=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|date=2007-07-21|publisher=ESA|accessdate=2009-02-20|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw7wZd4?url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|archivedate=2011-08-25}}</ref>. 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]] ([[Федеральное космическое агентство|ФКА]]).
+Предложенная к запуску в 2020 году [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM) представляет собой совместный проект [[НАСА]] и [[Европейское космическое агентство|ЕКА]] по исследованию лун Юпитера и его магнитосферы. В феврале 2009 года ЕКА и НАСА подтвердили, что миссии был присвоен более высокий приоритет, чем [[Titan Saturn System Mission]]<ref>{{cite web|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|title=Jupiter in space agencies' sights|first=Paul|last=Rincon|publisher=BBC News|accessdate=2009-02-20|date=2009-02-20|archive-date=2009-02-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20090221185643/http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|url-status=live}}</ref>. Но так как ЕКА осуществляет одновременную поддержку других программ, то европейский вклад в эту программу сталкивается с финансовыми трудностями<ref>{{cite web|url=https://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|url-status=dead|title=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|date=2007-07-21|publisher=ESA|accessdate=2009-02-20|archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cw7wZd4?url=https://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|archivedate=2011-08-25}}</ref>. 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]] ([[Федеральное космическое агентство|ФКА]]).
 == Орбита и вращение ==
 [[Файл:001221 Cassini Jupiter & Europa & Callisto.jpg|left|thumb|Каллисто (внизу и слева), Юпитер (наверху и справа) и Европа (ниже и левее [[Большое красное пятно|Большого Красного Пятна]]). Фото было сделано с борта КА «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]»]]
-Каллисто — внешняя из четырёх галилеевых лун. Её орбита пролегает на расстоянии в {{nobr|1 882 000 км}} от Юпитера, что составляет примерно 26,3 его радиусов (71 492 км)<ref name=orbit>{{cite web|title=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|publisher=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|archiveurl=https://www.webcitation.org/617VryYmR?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|archivedate=2011-08-22}}</ref>. Это значительно больше, чем радиус орбиты предыдущего галилеева спутника, Ганимеда, который составляет {{nobr|1 070 000 км}}. Благодаря относительно отдалённой орбите Каллисто не находится и, вероятно, никогда не находилась в [[Орбитальный резонанс|орбитальном резонансе]] с тремя другими галилеевыми спутниками<ref name=Musotto2002>{{статья|заглавие=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|том=159|номер=2|страницы=500—504|doi=10.1006/icar.2002.6939|bibcode=2002Icar..159..500M|язык=en|тип=journal|автор=Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald|год=2002|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>.
+Каллисто — внешняя из четырёх галилеевых лун. Её орбита пролегает на расстоянии в {{nobr|1 882 000 км}} от Юпитера, что составляет примерно 26,3 его радиусов (71 492 км)<ref name="orbit">{{cite web|title=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|publisher=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology|url=https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|archiveurl=https://www.webcitation.org/617VryYmR?url=https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|archivedate=2011-08-22}}</ref>. Это значительно больше, чем радиус орбиты предыдущего галилеева спутника, Ганимеда, который составляет {{nobr|1 070 000 км}}. Благодаря относительно отдалённой орбите Каллисто не находится и, вероятно, никогда не находилась в [[Орбитальный резонанс|орбитальном резонансе]] с тремя другими галилеевыми спутниками<ref name="Musotto2002">{{статья|заглавие=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|том=159|номер=2|страницы=500—504|doi=10.1006/icar.2002.6939|bibcode=2002Icar..159..500M|язык=en|тип=journal|автор=Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald|год=2002|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>.
-Как и большинство {{Comment|регулярных спутников|Регулярными называются внутренние спутники планет, обращающиеся в направлении вращения центральной планеты и обладающие небольшим наклоном орбиты по отношению к плоскости её вращения.}} планет, Каллисто вращается [[Синхронное вращение|синхронно]] с собственным орбитальным движением<ref name="Anderson 2001">{{статья|заглавие=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto|том=153|номер=1|страницы=157—161|doi=10.1006/icar.2001.6664|bibcode=2001Icar..153..157A|язык=en|тип=journal|автор=Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al.|год=2001|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>: длительность дня на Каллисто равна её орбитальному периоду и составляет 16,7 земных суток. Орбита спутника имеет небольшой эксцентриситет и наклон к [[экватор]]у Юпитера, которые подвержены квазипериодическим изменениям из-за гравитационных возмущений от Солнца и планет на протяжении столетий. Диапазон изменений составляет {{nobr|0,0072—0,0076}} и {{nobr|0,20—0,60°}} соответственно<ref name=Musotto2002/>. Эти орбитальные возмущения также заставляют [[наклон оси вращения]] варьировать между 0,4° и 1,6°<ref name=Bills2005>{{статья|заглавие=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|том=175|номер=1|страницы=233—247|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028|bibcode=2005Icar..175..233B|язык=en|тип=journal|автор=Bills, Bruce G.|год=2005|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>. 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<ref name=Freeman2006/>. Такое расстояние от Юпитера означает также, что поток [[Заряженная частица|заряженных частиц]], выпадающих на поверхность Каллисто из [[Магнитосфера Юпитера|магнитосферы Юпитера]], относительно низкий — примерно в 300 раз ниже, чем на [[Европа (спутник)|Европе]]. Следовательно, радиация не сыграла важной роли в формировании облика поверхности этого спутника, в отличие от других галилеевых лун<ref name=Cooper2001>{{статья|заглавие=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites|том=139|номер=1|страницы=133—159|doi=10.1006/icar.2000.6498|ссылка=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|bibcode=2001Icar..149..133C|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|archivedate=2009-02-25|accessdate=2011-08-23|язык=en|тип=journal|автор=Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al.|год=2001|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}} {{Wayback|url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf |date=20090225131107 }}</ref>. Уровень радиации на поверхности Каллисто создаёт мощность [[эквивалентная доза|эквивалентной дозы]] примерно 0,01 [[Бэр (единица измерения)|бэр]] (0,1 [[Зиверт (единица измерения)|мЗв]]) в сутки, т.е. практически безопасен для человека<ref name="ringwald">{{cite web|date=2000-02-29|title=SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)|publisher=California State University, Fresno|author=Frederick A. Ringwald|url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|accessdate=2009-07-04|archiveurl=https://www.webcitation.org/64vZYGpi8?url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|archivedate=2012-01-24}}</ref>.
+Как и большинство {{Comment|регулярных спутников|Регулярными называются внутренние спутники планет, обращающиеся в направлении вращения центральной планеты и обладающие небольшим наклоном орбиты по отношению к плоскости её вращения.}} планет, Каллисто вращается [[Синхронное вращение|синхронно]] с собственным орбитальным движением<ref name="Anderson 2001">{{статья|заглавие=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto|том=153|номер=1|страницы=157—161|doi=10.1006/icar.2001.6664|bibcode=2001Icar..153..157A|язык=en|тип=journal|автор=Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al.|год=2001|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>: длительность дня на Каллисто равна её орбитальному периоду и составляет 16,7 земных суток. Орбита спутника имеет небольшой эксцентриситет и наклон к [[экватор]]у Юпитера, которые подвержены квазипериодическим изменениям из-за гравитационных возмущений от Солнца и планет на протяжении столетий. Диапазон изменений составляет {{nobr|0,0072—0,0076}} и {{nobr|0,20—0,60°}} соответственно<ref name="Musotto2002"/>. Эти орбитальные возмущения также заставляют [[наклон оси вращения]] варьировать между 0,4° и 1,6°<ref name="Bills2005">{{статья|заглавие=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|том=175|номер=1|страницы=233—247|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028|bibcode=2005Icar..175..233B|язык=en|тип=journal|автор=Bills, Bruce G.|год=2005|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. 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<ref name="Freeman2006"/>. Такое расстояние от Юпитера означает также, что поток [[Заряженная частица|заряженных частиц]], выпадающих на поверхность Каллисто из [[Магнитосфера Юпитера|магнитосферы Юпитера]], относительно низкий — примерно в 300 раз ниже, чем на [[Европа (спутник)|Европе]]. Следовательно, радиация не сыграла важной роли в формировании облика поверхности этого спутника, в отличие от других галилеевых лун<ref name="Cooper2001">{{статья|заглавие=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites|том=139|номер=1|страницы=133—159|doi=10.1006/icar.2000.6498|ссылка=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|bibcode=2001Icar..149..133C|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf|archivedate=2009-02-25|accessdate=2011-08-23|язык=en|тип=journal|автор=Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al.|год=2001|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}} {{Cite web |url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2011-08-23 |archive-date=2009-02-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf |url-status=unfit }}</ref>. Уровень радиации на поверхности Каллисто создаёт мощность [[эквивалентная доза|эквивалентной дозы]] примерно 0,01 [[Бэр (единица измерения)|бэр]] (0,1 [[Зиверт (единица измерения)|мЗв]]) в сутки, то есть практически безопасен для человека<ref name="ringwald">{{cite web|date=2000-02-29|title=SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)|publisher=California State University, Fresno|author=Frederick A. Ringwald|url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|accessdate=2009-07-04|archiveurl=https://www.webcitation.org/64vZYGpi8?url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|archivedate=2012-01-24}}</ref>.
 == Физические характеристики ==
 === Состав ===
-[[Файл:PIA00844 NIMS spectra.gif|thumb|right|220px|[[Галилео (КА)|Ближний инфракрасный спектр]] тёмных кратерированных равнин (красный) и ударного кратера [[Асгард (кратер)|Асгард]] (голубой) показывает избыток в этом кратере водяного льда (линии поглощения с 1 до 2 [[Микрометр|мкм]])<ref name="Clark">{{статья|заглавие=Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm|том=86|номер=B4|страницы=3087—3096|ссылка=http://www.agu.org/pubs/crossref/1981/JB086iB04p03087.shtml|doi=10.1029/JB086iB04p03087|accessdate=2010-03-03|bibcode=1981JGR....86.3087C|язык=en|тип=journal|автор=Clark, R. N.|число=10|месяц=4|год=1981|издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}}}}</ref> и меньшее обилие скальных пород.]]
+[[Файл:PIA00844 NIMS spectra.gif|thumb|right|220px|[[Галилео (КА)|Ближний инфракрасный спектр]] тёмных кратерированных равнин (красный) и ударного кратера [[Асгард (кратер)|Асгард]] (голубой) показывает избыток в этом кратере водяного льда (линии поглощения с 1 до 2 [[Микрометр|мкм]])<ref name="Clark">{{статья|заглавие=Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm|том=86|номер=B4|страницы=3087—3096|ссылка=https://www.agu.org/pubs/crossref/1981/JB086iB04p03087.shtml|doi=10.1029/JB086iB04p03087|accessdate=2010-03-03|bibcode=1981JGR....86.3087C|язык=en|тип=journal|автор=Clark, R. N.|число=10|месяц=4|год=1981|издание={{Нп3|Journal of Geophysical Research}}|archivedate=2012-10-31|archiveurl=https://web.archive.org/web/20121031122830/http://www.agu.org/pubs/crossref/1981/JB086iB04p03087.shtml}}</ref> и меньшее обилие скальных пород.]]
-[[Средняя плотность]] Каллисто равна 1,83 г/см<sup>3</sup><ref name="Anderson 2001"/>. Это указывает на то, что она состоит из примерно равного количества водяного льда и скальных пород и дополнительных включений замёрзших газов<ref name=Kuskov2005>{{статья|заглавие=Internal structure of Europa and Callisto|том=177|номер=2|страницы=550—369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014|bibcode=2005Icar..177..550K|автор=Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A.|год=2005|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>. Массовая доля льдов составляет около 49—55 %<ref name="Spohn 2003"/><ref name=Kuskov2005/>. Точный состав каменной составляющей спутника не известен, но, вероятно, он близок к составу [[Обыкновенные хондриты|обычных хондритов]] класса L/LL, у которых по сравнению с хондритами класса H более низкое полное содержание железа, меньший процент металлического железа и больший — [[Оксиды железа|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)<ref name=Kuskov2005/>.
+[[Средняя плотность]] Каллисто равна 1,83 г/см<sup>3</sup><ref name="Anderson 2001"/>. Это указывает на то, что она состоит из примерно равного количества водяного льда и скальных пород и дополнительных включений замёрзших газов<ref name="Kuskov2005">{{статья|заглавие=Internal structure of Europa and Callisto|том=177|номер=2|страницы=550—369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014|bibcode=2005Icar..177..550K|автор=Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A.|год=2005|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Массовая доля льдов составляет около 49—55 %<ref name="Spohn 2003"/><ref name="Kuskov2005"/>. Точный состав каменной составляющей спутника не известен, но, вероятно, он близок к составу [[Обыкновенные хондриты|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)<ref name="Kuskov2005"/>.
-Альбедо поверхности Каллисто примерно равно 20 %<ref name=Moore2004/>. 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<ref name=Moore2004/>. По-видимому, водяной лёд на поверхности Каллисто встречается повсеместно; его массовая доля составляет от 25 до 50 %<ref name=Showman1999>{{статья|заглавие=The Galilean Satellites|издание=Science|том=286|номер=5437|страницы=77—84|doi=10.1126/science.286.5437.77|ссылка=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|pmid=10506564|автор=Showman, Adam P.; Malhotra, Renu|год=1999|язык=en}}</ref>. Анализ ближних инфракрасных и ультрафиолетовых спектров в высоком разрешении, полученных КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]» и наземными инструментами, выявил значительное количество и других веществ: гидратированные [[Силикаты (минералы)|силикаты]], содержащие [[магний]] и [[железо]]<ref name=Moore2004/>, [[Оксид углерода(IV)|углекислый газ]]<ref name=Brown2003/>, [[Оксид серы(IV)|сернистый газ]]<ref name=Noll1996>{{cite web|last=Noll|first=K.S.|title=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope|year=1996|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|page=1852|format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Cgyc6L5?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|archivedate=2012-02-04}}</ref>, а также, вероятно, [[аммиак]] и различные [[Органические вещества|органические соединения]]<ref name=Moore2004/><ref name=Showman1999/>. Результаты миссии указывают на наличие некоторого количества [[Толины|толинов]] на поверхности<ref>{{статья |автор=T. B. McCord et al.|заглавие=Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede |ссылка=http://www.sciencemag.org/content/278/5336/271.abstract|язык=en|издание=[[Science]]|год=1997|volume=278|номер=5336|pages=271—275 |doi=10.1126/science.278.5336.271|issn=0036-8075|url=http://tigger.uic.edu/~fkenig/private/private_2/AstrobioLOE/McCordetal.pdf}}</ref>. 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<ref name=Moore2004/><ref name="Greeley 2000"/>.
+Альбедо поверхности Каллисто примерно равно 20 %<ref name="Moore2004"/>. 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<ref name="Moore2004"/>. По-видимому, водяной лёд на поверхности Каллисто встречается повсеместно; его массовая доля составляет от 25 до 50 %<ref name="Showman1999">{{статья|заглавие=The Galilean Satellites|издание=Science|том=286|номер=5437|страницы=77—84|doi=10.1126/science.286.5437.77|ссылка=https://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|pmid=10506564|автор=Showman, Adam P.; Malhotra, Renu|год=1999|язык=en|archivedate=2020-10-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201001082347/http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf}}</ref>. Анализ ближних инфракрасных и ультрафиолетовых спектров в высоком разрешении, полученных КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]» и наземными инструментами, выявил значительное количество и других веществ: гидратированные [[Силикаты (минералы)|силикаты]], содержащие [[магний]] и [[железо]]<ref name="Moore2004"/>, [[Оксид углерода(IV)|углекислый газ]]<ref name="Brown2003"/>, [[Оксид серы(IV)|сернистый газ]]<ref name="Noll1996">{{cite web|last=Noll|first=K.S.|title=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope|year=1996|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|page=1852|format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Cgyc6L5?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|archivedate=2012-02-04}}</ref>, а также, вероятно, [[аммиак]] и различные [[Органические вещества|органические соединения]]<ref name="Moore2004"/><ref name="Showman1999"/>. Результаты миссии указывают на наличие некоторого количества [[Толины|толинов]] на поверхности<ref>{{статья |автор=T. B. McCord et al. |заглавие=Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede |ссылка=https://www.sciencemag.org/content/278/5336/271.abstract |язык=en |издание=[[Science]] |год=1997 |том=278 |номер=5336 |страницы=271—275 |doi=10.1126/science.278.5336.271 |issn=0036-8075 |url=http://tigger.uic.edu/~fkenig/private/private_2/AstrobioLOE/McCordetal.pdf |archivedate=2015-09-24 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20150924144942/http://www.sciencemag.org/content/278/5336/271.abstract }}</ref>. 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<ref name="Moore2004"/><ref name="Greeley 2000"/>.
-Поверхности Каллисто свойственна асимметрия: {{Comment|ведущее полушарие|Полушарие, находящееся в направлении орбитального движения}}{{Ref_label|G|g|none}} темнее, чем ведомое. На остальных [[Галилеевы спутники|галилеевых спутниках]] ситуация обратная<ref name=Moore2004/>. Ведомое полушарие{{Ref_label|G|g|none}}, судя по всему, богато углекислым газом, тогда как на ведущем больше [[Оксид серы(IV)|сернистого газа]]<ref name=Hibbitts1998>{{cite web|last=Hibbitts|first=C.A.|coauthors=McCord, T. B.; Hansen, G.B.|title=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto|year=1998|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|page=1908|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Cgz1mlJ?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Множество относительно молодых ударных кратеров (подобных кратеру [[Адлинда (кратер)|Адлинда]]) также обогащены углекислым газом<ref name=Hibbitts1998/>. В целом, химический состав поверхности Каллисто, в особенности её тёмных областей, скорее всего близок составу астероидов [[Астероид класса D|D-класса]]<ref name="Greeley 2000"/>, поверхность которых состоит из углеродосодержащей материи.
+Поверхности Каллисто свойственна асимметрия: {{Comment|ведущее полушарие|Полушарие, находящееся в направлении орбитального движения}}{{Ref_label|G|g|none}} темнее, чем ведомое. На остальных [[Галилеевы спутники|галилеевых спутниках]] ситуация обратная<ref name="Moore2004"/>. Ведомое полушарие{{Ref_label|G|g|none}}, судя по всему, богато углекислым газом, тогда как на ведущем больше [[Оксид серы(IV)|сернистого газа]]<ref name="Hibbitts1998">{{cite web|last=Hibbitts|first=C.A.|coauthors=McCord, T. B.; Hansen, G.B.|title=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto|year=1998|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|page=1908|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Cgz1mlJ?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Множество относительно молодых ударных кратеров (подобных кратеру [[Адлинда (кратер)|Адлинда]]) также обогащены углекислым газом<ref name="Hibbitts1998"/>. В целом, химический состав поверхности Каллисто, в особенности её тёмных областей, скорее всего близок составу астероидов [[Астероид класса D|D-класса]]<ref name="Greeley 2000"/>, поверхность которых состоит из углеродосодержащей материи.
 === Внутренняя структура ===
 [[Файл:PIA01478 Interior of Callisto.jpg|thumb|left|150px|Модель внутреннего строения Каллисто. Показаны ледяная кора, возможный водный океан и ядро из льдов и камней]]
-Сильно изрытый кратерами поверхностный слой Каллисто покоится на холодной и жёсткой ледяной [[литосфера|литосфере]], толщина которой по разным оценкам составляет от 80 до 150 км<ref name="Spohn 2003"/><ref name=Kuskov2005/>. Если исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников были интерпретированы верно, то под ледяной корой может находиться солёный океан глубиной 50—200 км<ref name="Spohn 2003"/><ref name=Kuskov2005/><ref name="Khurana 2000">{{статья|заглавие=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto|издание=Nature|том=395|страницы=777—780|doi=10.1038/27394|ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf|pmid=9796812|номер=6704|bibcode=1998Natur.395..777K|язык=en|тип=journal|автор=Khurana, K. K.; et al.|год=1998}}</ref><ref name="Zimmer 2000">{{статья|заглавие=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations|том=147|номер=2|страницы=329—347|doi=10.1006/icar.2000.6456|ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf|bibcode=2000Icar..147..329Z|язык=en|тип=journal|автор=Zimmer, C.; Khurana, K. K.|год=2000|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>. 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<ref name="Zimmer 2000"/>. Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольшого количества (до 5 % по массе) [[аммиак]]а или иного [[антифриз]]а<ref name="Spohn 2003">{{статья|заглавие=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|том=161|номер=2|страницы=456—467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9|ссылка=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|bibcode=2003Icar..161..456S|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|archivedate=2008-02-27|accessdate=2011-08-24|автор=Spohn, T.; Schubert, G.|год=2003|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}} {{Wayback|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf |date=20080227015925 }}</ref>. В таком случае глубина океана может доходить до 250—300 км<ref name=Kuskov2005/>. Покоящаяся над океаном литосфера может быть несколько толще — до 300 км.
+Сильно изрытый кратерами поверхностный слой Каллисто покоится на холодной и жёсткой ледяной [[литосфера|литосфере]], толщина которой по разным оценкам составляет от 80 до 150 км<ref name="Spohn 2003"/><ref name="Kuskov2005"/>. Если исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников были интерпретированы верно, то под ледяной корой может находиться солёный океан глубиной 50—200 км<ref name="Spohn 2003"/><ref name="Kuskov2005"/><ref name="Khurana 2000">{{статья|заглавие=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto|издание=Nature|том=395|страницы=777—780|doi=10.1038/27394|ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf|pmid=9796812|номер=6704|bibcode=1998Natur.395..777K|язык=en|тип=journal|автор=Khurana, K. K.; et al.|год=1998|archivedate=2017-10-05|archiveurl=https://web.archive.org/web/20171005154834/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf}}</ref><ref name="Zimmer 2000">{{статья|заглавие=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations|том=147|номер=2|страницы=329—347|doi=10.1006/icar.2000.6456|ссылка=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf|bibcode=2000Icar..147..329Z|язык=en|тип=journal|автор=Zimmer, C.; Khurana, K. K.|год=2000|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]|archivedate=2009-03-27|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090327052124/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf}}</ref>. 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<ref name="Zimmer 2000"/>. Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольшого количества (до 5 % по массе) [[аммиак]]а или иного [[антифриз]]а<ref name="Spohn 2003">{{статья|заглавие=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|том=161|номер=2|страницы=456—467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9|ссылка=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|bibcode=2003Icar..161..456S|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|archivedate=2008-02-27|accessdate=2011-08-24|автор=Spohn, T.; Schubert, G.|год=2003|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]|nodot=1}} {{Cite web |url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2011-08-24 |archive-date=2008-02-27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf |url-status=dead }}</ref>. В таком случае глубина океана может доходить до 250—300 км<ref name="Kuskov2005"/>. 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 [[момент инерции|момента инерции]]{{Ref_label|H|h|none}} спутника (по данным «[[Галилео (КА)|Галилео]]»<ref name="Anderson 2001"/> он равен (0,3549 ± 0,0042)×''mr''<sup>2</sup>)<ref name=Kuskov2005/><ref name="Anderson 1998">{{статья|заглавие=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto|издание=Science|том=280|страницы=1573—1576|doi=10.1126/science.280.5369.1573|ссылка=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|pmid=9616114|номер=5369|bibcode=1998Sci...280.1573A|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|archivedate=2007-09-26|accessdate=2011-08-25|автор=Anderson, J. D.; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al.|год=1998|язык=en}} {{Wayback|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf |date=20070926195310 }}</ref>. Другими словами, Каллисто лишь частично [[Гравитационная дифференциация|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/см<sup>3</sup><ref name="Anderson 2001"/><ref name=Kuskov2005/>. Таким образом, недра Каллисто разительно отличаются от [[Ганимед (спутник)#Внутренняя структура|недр Ганимеда]], которые, судя по всему, дифференцированы полностью<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002>{{статья|заглавие=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|том=157|номер=1|страницы=104—119|doi=10.1006/icar.2002.6828|bibcode=2002Icar..157..104S|язык=en|тип=journal|автор=Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K.|год=2002|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>.
+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 [[момент инерции|момента инерции]]{{Ref_label|H|h|none}} спутника (по данным «[[Галилео (КА)|Галилео]]»<ref name="Anderson 2001"/> он равен (0,3549 ± 0,0042)×''mr''<sup>2</sup>)<ref name="Kuskov2005"/><ref name="Anderson 1998">{{статья|заглавие=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto|издание=Science|том=280|страницы=1573—1576|doi=10.1126/science.280.5369.1573|ссылка=https://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|pmid=9616114|номер=5369|bibcode=1998Sci...280.1573A|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|archivedate=2007-09-26|accessdate=2011-08-25|автор=Anderson, J. D.; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al.|год=1998|язык=en}} {{Cite web |url=https://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2019-12-02 |archive-date=2007-09-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070926195310/https://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf |url-status=unfit }}</ref>. Другими словами, Каллисто лишь частично [[Гравитационная дифференциация|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/см<sup>3</sup><ref name="Anderson 2001"/><ref name="Kuskov2005"/>. Таким образом, недра Каллисто разительно отличаются от [[Ганимед (спутник)#Внутренняя структура|недр Ганимеда]], которые, судя по всему, дифференцированы полностью<ref name="Showman1999"/><ref name="Sohl2002">{{статья|заглавие=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|том=157|номер=1|страницы=104—119|doi=10.1006/icar.2002.6828|bibcode=2002Icar..157..104S|язык=en|тип=journal|автор=Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K.|год=2002|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>.
 === Детали поверхности ===
@@ Строка 133: / Строка 133: @@
 [[Файл:Cratered plains PIA00745.jpg|thumb|right|250px|Изображение, полученное КА «Галилео», на котором видны кратерированные равнины с выраженным локальным выравниванием поверхности спутника.]]
 [[Файл:Callisto Har PIA01054.jpg|thumb|right|250px|Ударный кратер Хар с центральным куполом. Несколько цепочек 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<ref name="Zahnle 1998">{{статья|заглавие=Cratering Rates on the Galilean Satellites|том=136|номер=2|страницы=202—222|doi=10.1006/icar.1998.6015|ссылка=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|pmid=11878353|bibcode=1998Icar..136..202Z|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|archivedate=2008-02-27|accessdate=2011-08-25|автор=Zahnle, K.; Dones, L.|год=1998|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}} {{Wayback|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf |date=20080227015923 }}</ref>. Плотность [[Ударный кратер|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<ref name="Bender 1997">{{статья|заглавие=Geological map of Callisto|издательство=U.S. Geological Survey|ссылка=https://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|язык=mis|автор=Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R.|год=1997|издание=|archiveurl=https://web.archive.org/web/20150124085702/http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|archivedate=2015-01-24}}</ref>. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе со связанными разломами, уступами и отложениями — единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/>.
+Древняя поверхность Каллисто — одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе<ref name="Zahnle 1998">{{статья|заглавие=Cratering Rates on the Galilean Satellites|том=136|номер=2|страницы=202—222|doi=10.1006/icar.1998.6015|ссылка=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|pmid=11878353|bibcode=1998Icar..136..202Z|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|archivedate=2008-02-27|accessdate=2011-08-25|автор=Zahnle, K.; Dones, L.|год=1998|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}} {{Cite web |url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2011-08-25 |archive-date=2008-02-27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf |url-status=dead }}</ref>. Плотность [[Ударный кратер|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<ref name="Bender 1997">{{статья|заглавие=Geological map of Callisto|издательство=U.S. Geological Survey|ссылка=https://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|автор=Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R.|год=1997|издание=|archiveurl=https://web.archive.org/web/20150124085702/http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|archivedate=2015-01-24}}</ref>. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе со связанными разломами, уступами и отложениями — единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/>.
-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.<ref name="Greeley 2000">{{статья|заглавие=Galileo views of the geology of Callisto|том=48|номер=9|страницы=829—853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|автор=Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; et al.|год=2000|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Planetary and Space Science}}}}</ref><ref name="Bender 1997"/> Кратерированные равнины покрывают бо́льшую 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 [[Асгард (кратер)|Бура]] и [[Лофн (кратер)|Лофна]], а также следы от более древних и крупных кратеров, известные как [[Палимпсест (планетология)|палимпсесты]],{{Ref_label|I|i|none}} центральные регионы многокольцевых геоструктур и изолированные участки на кратерированных равнинах<ref name="Greeley 2000"/>. Считается, что светлые равнины покрыты ледяными выбросами [[Импактное событие|импактного]] происхождения. Яркие, сглаженные равнины редко встречаются на поверхности Каллисто и представлены в основном в районе впадин и борозд около [[Вальхалла (Каллисто)|Вальхаллы]] и [[Асгард (кратер)|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.<ref name="Greeley 2000"/> Изображения с КА «Галилео» также позволили различить небольшие тёмные сглаженные районы площадью менее 10 000 км<sup>2</sup>, которые окружают более пересечённую местность. Возможно, они покрыты выбросами [[Криовулканизм|криовулканов]]<ref name="Greeley 2000"/>. Так как плотность кратеров в равнинных участках ниже фоновой, эти участки должны быть относительно молодыми<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Wagner 2001">{{cite conference |last=Wagner |first=R. |coauthors=Neukum, G.; Greeley, R; ''et al.'' |title=Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation |booktitle=32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference |date=March 12–16, 2001 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf|format=PDF}}</ref>.
+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<ref name="Greeley 2000">{{статья|заглавие=Galileo views of the geology of Callisto|ссылка=https://archive.org/details/sim_planetary-and-space-science_2000-08_48_9/page/829|том=48|номер=9|страницы=829—853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|автор=Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; et al.|год=2000|язык=en|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Planetary and Space Science]]}}</ref><ref name="Bender 1997"/>. Кратерированные равнины покрывают бо́льшую 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 [[Асгард (кратер)|Бура]] и [[Лофн (кратер)|Лофна]], а также следы от более древних и крупных кратеров, известные как [[Палимпсест (планетология)|палимпсесты]],{{Ref_label|I|i|none}} центральные регионы многокольцевых геоструктур и изолированные участки на кратерированных равнинах<ref name="Greeley 2000"/>. Считается, что светлые равнины покрыты ледяными выбросами [[Импактное событие|импактного]] происхождения. Яркие, сглаженные равнины редко встречаются на поверхности Каллисто и представлены в основном в районе впадин и борозд около [[Вальхалла (Каллисто)|Вальхаллы]] и [[Асгард (кратер)|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<ref name="Greeley 2000"/>. Изображения с КА «Галилео» также позволили различить небольшие тёмные сглаженные районы площадью менее 10 000 км², которые окружают более пересечённую местность. Возможно, они покрыты выбросами [[Криовулканизм|криовулканов]]<ref name="Greeley 2000"/>. Так как плотность кратеров в равнинных участках ниже фоновой, эти участки должны быть относительно молодыми<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Wagner 2001">{{cite conference |last=Wagner |first=R. |coauthors=Neukum, G.; Greeley, R; ''et al.'' |title=Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation |book-title=32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference |date=March 12–16, 2001 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf |format=PDF |access-date=2011-08-25 |archive-date=2009-03-27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090327052138/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf |url-status=dead }}</ref>.
 [[Файл:Valhalla crater on Callisto.jpg|thumb|250px|left|Изображение Вальхаллы, многокольцевой [[астроблема|астроблемы]] с диаметром около 3800 км, полученное КА [[Вояджер-1]].]]
-[[Файл:Callisto Gomul PIA00581.jpg|thumb|left|250px|{{не переведено 3|Цепочка Гомул|Цепочка Гомул|en|Gomul Catena}} и её увеличенный фрагмент]]
+[[Файл:Callisto Gomul PIA00581.jpg|thumb|left|250px|{{iw|Цепочка Гомул|Цепочка Гомул|en|Gomul Catena}} и её увеличенный фрагмент]]
-Крупнейшие геоструктуры на Каллисто — многокольцевые [[астроблема|бассейны]], которые иногда называют [[амфитеатр]]ами или цирками из-за своего внешнего вида.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/> Наиболее крупный из них — [[Вальхалла (Каллисто)|Вальхалла]] с ярким центральным регионом диаметром 600 км, который окружают концентрические кольца радиусом до 1800 км<ref name="Map 2002">{{cite web|title=Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN|publisher=U.S. Geological Survey|edition=2002|url=http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/|archiveurl=https://www.webcitation.org/683fmGfnl?url=http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/|archivedate=2012-05-30}}</ref>. Вторая по величине цирковая структура, [[Асгард (кратер)|Асгард]], имеет поперечник приблизительно 1600 км<ref name="Map 2002"/>. Многокольцевые структуры, вероятно, образованы разломами литосферы, лежащей на рыхлых или жидких слоях (возможно, на океане) после столкновений с крупными небесными телами<ref name=Klemaszewski2001/>. Также на поверхности Каллисто есть [[цепочка кратеров|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.<ref name="Greeley 2000"/><ref>''Историческим примером приливного разрушения [[небесное тело|небесного тела]], которое пролетело мимо [[Юпитер]]а, является комета [[D/1993 F2 (Шумейкеров — Леви)|Шумейкеров-Леви 9]]. Впоследствии её осколки упали на '''Юпитер''', оставив на видимой поверхности этой планеты 13 темных газо-пылевых областей значительного размера.''</ref> 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 [[Спутник астероида|Спутники астероидов]]).
+Крупнейшие геоструктуры на Каллисто — многокольцевые [[астроблема|бассейны]], которые иногда называют [[амфитеатр]]ами или цирками из-за своего внешнего вида<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/>. Наиболее крупный из них — [[Вальхалла (Каллисто)|Вальхалла]] с ярким центральным регионом диаметром 600 км, который окружают концентрические кольца радиусом до 1800 км<ref name="Map 2002">{{cite web|title=Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN|publisher=U.S. Geological Survey|edition=2002|url=https://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/|archiveurl=https://www.webcitation.org/683fmGfnl?url=https://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/|archivedate=2012-05-30}}</ref>. Вторая по величине цирковая структура, [[Асгард (кратер)|Асгард]], имеет поперечник приблизительно 1600 км<ref name="Map 2002"/>. Многокольцевые структуры, вероятно, образованы разломами литосферы, лежащей на рыхлых или жидких слоях (возможно, на океане) после столкновений с крупными небесными телами<ref name="Klemaszewski2001"/>. Также на поверхности Каллисто есть [[цепочка кратеров|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<ref name="Greeley 2000"/><ref>''Историческим примером приливного разрушения [[небесное тело|небесного тела]], которое пролетело мимо [[Юпитер]]а, является комета [[D/1993 F2 (Шумейкеров — Леви)|Шумейкеров-Леви 9]]. Впоследствии её осколки упали на '''Юпитер''', оставив на видимой поверхности этой планеты 13 темных газо-пылевых областей значительного размера.''</ref>. 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 [[Спутник астероида|Спутники астероидов]]).
-Обычные ударные кратеры, видимые на спутнике, имеют размер от 0,1 км (этот лимит определяется разрешающей способностью камер КА) до 200 км<ref name="Greeley 2000"/>. 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 (кратер)|Тиндр]]<ref name="Greeley 2000"/>. Крупнейшие кратеры (с размерами от 60 км) могут иметь в центре своего рода «купола», что является следствием тектонического подъёма после столкновения (например, [[Асгард (кратер)|Дох]] и [[Хар (кратер)|Хар]]).<ref name="Greeley 2000"/>
+Обычные ударные кратеры, видимые на спутнике, имеют размер от 0,1 км (этот лимит определяется разрешающей способностью камер КА) до 200 км<ref name="Greeley 2000"/>. 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 (кратер)|Тиндр]]<ref name="Greeley 2000"/>. Крупнейшие кратеры (с размерами от 60 км) могут иметь в центре своего рода «купола», что является следствием тектонического подъёма после столкновения (например, [[Асгард (кратер)|Дох]] и [[Хар (кратер)|Хар]])<ref name="Greeley 2000"/>.
-Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто были обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с [[альбедо]] выше 80 %, окружённые более тёмной материей.<ref name=Moore2004/> Фотографии с высоким разрешением, полученные КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]», показали, что эти яркие участки преимущественно расположены на возвышенностях — на валах кратеров, уступах, гребнях и буграх.<ref name=Moore2004/> 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.<ref name=Moore2004/>
+Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто были обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с [[альбедо]] выше 80 %, окружённые более тёмной материей<ref name="Moore2004"/>. Фотографии с высоким разрешением, полученные КА «[[Галилео (КА)|Галилео]]», показали, что эти яркие участки преимущественно расположены на возвышенностях — на валах кратеров, уступах, гребнях и буграх<ref name="Moore2004"/>. 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<ref name="Moore2004"/>.
 [[Файл:Landslides and knobs PIA01095.jpg|thumb|right|200px|Два [[оползень|оползня]] длиной 3—3,5 км в правой части двух крупных кратеров.]]
-На масштабах менее километра рельеф Каллисто сглажен [[Эрозия (геология)|эрозией]] сильнее, чем рельеф остальных ледяных [[Галилеевы спутники|галилеевых лун]]<ref name=Moore2004/>. Концентрация небольших ударных кратеров (с диаметрами менее 1 км) там меньше, чем, например, на тёмных равнинах Ганимеда<ref name="Greeley 2000"/>. Вместо небольших кратеров почти повсеместно видны небольшие бугры и впадины<ref name=Moore2004/>. Считается, что бугры — это остатки валов кратеров, разрушенных ещё не до конца ясными процессами<ref name=Moore1999>{{статья|заглавие=Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission|том=140|номер=2|страницы=294—312|doi=10.1006/icar.1999.6132|bibcode=1999Icar..140..294M|язык=en|тип=journal|автор=Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al.|год=1999|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>. Наиболее вероятная причина этого явления — медленная [[Сублимация (физика)|сублимация]] льдов из-за солнечного нагрева (на дневной стороне температура достигает 165 [[Кельвин|К]])<ref name=Moore2004/>. Сублимация воды или иных летучих соединений из «грязного льда», из которого состоят кромки кратеров, вызывает их разрушение, а неледяные составляющие кромок образуют обвалы<ref name=Moore1999/>. Такие обвалы, часто наблюдаемые и вблизи от кратеров и внутри них, в научной литературе получили название «осколочного фартука» ({{lang-en|debris apron}})<ref name=Moore2004/><ref name="Greeley 2000"/><ref name=Moore1999/>. Иногда кратерные валы прорезаны так называемыми «оврагами» — извилистыми бороздами, которые имеют аналоги на [[Марс (планета)|Марсе]]<ref name=Moore2004/>. 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.
+На масштабах менее километра рельеф Каллисто сглажен [[Эрозия (геология)|эрозией]] сильнее, чем рельеф остальных ледяных [[Галилеевы спутники|галилеевых лун]]<ref name="Moore2004"/>. Концентрация небольших ударных кратеров (с диаметрами менее 1 км) там меньше, чем, например, на тёмных равнинах Ганимеда<ref name="Greeley 2000"/>. Вместо небольших кратеров почти повсеместно видны небольшие бугры и впадины<ref name="Moore2004"/>. Считается, что бугры — это остатки валов кратеров, разрушенных ещё не до конца ясными процессами<ref name="Moore1999">{{статья|заглавие=Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission|том=140|номер=2|страницы=294—312|doi=10.1006/icar.1999.6132|bibcode=1999Icar..140..294M|язык=en|тип=journal|автор=Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al.|год=1999|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. Наиболее вероятная причина этого явления — медленная [[Сублимация (физика)|сублимация]] льдов из-за солнечного нагрева (на дневной стороне температура достигает 165 [[Кельвин|К]])<ref name="Moore2004"/>. Сублимация воды или иных летучих соединений из «грязного льда», из которого состоят кромки кратеров, вызывает их разрушение, а неледяные составляющие кромок образуют обвалы<ref name="Moore1999"/>. Такие обвалы, часто наблюдаемые и вблизи от кратеров и внутри них, в научной литературе получили название «осколочного фартука» ({{lang-en|debris apron}})<ref name="Moore2004"/><ref name="Greeley 2000"/><ref name="Moore1999"/>. Иногда кратерные валы прорезаны так называемыми «оврагами» — извилистыми бороздами, которые имеют аналоги на [[Марс (планета)|Марсе]]<ref name="Moore2004"/>. 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<ref name=Chapman1997>{{cite web|last=Chapman|first=C.R.|coauthors=Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al.|title=Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results|year=1997|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf|format=PDF|page=1221|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgzS0iy?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Абсолютных датировок деталей рельефа Каллисто нет, но согласно теоретическим оценкам, кратерированные равнины имеют возраст в основном около 4,5 [[миллиард]]ов 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 [[миллиард|млрд]] лет.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Zahnle 1998"/>
+Примерный возраст участков поверхности Каллисто определяется по плотности их кратерирования. Чем старее поверхность, тем плотнее она кратерирована<ref name="Chapman1997">{{cite web|last=Chapman|first=C.R.|coauthors=Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al.|title=Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results|year=1997|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf|format=PDF|page=1221|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgzS0iy?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>. Абсолютных датировок деталей рельефа Каллисто нет, но согласно теоретическим оценкам, кратерированные равнины имеют возраст в основном около 4,5 [[миллиард]]ов 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 [[миллиард|млрд]] лет<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Zahnle 1998"/>.
 === Атмосфера и ионосфера ===
 [[Файл:Callisto field.svg|thumb|300px|left|Индуцированное магнитное поле вокруг Каллисто]]
-У Каллисто была обнаружена крайне разреженная атмосфера из углекислого газа.<ref name="Carlson 1999">{{статья|заглавие=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|издание=Science|том=283|страницы=820—821|doi=10.1126/science.283.5403.820|ссылка=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|pmid=9933159|номер=5403|bibcode=1999Sci...283..820C|язык=en|тип=journal|автор=Carlson, R. W.; et al.|год=1999}}</ref> Она была зафиксирована спектрометром для картирования в ближней инфракрасной области (NIMS) на борту КА «Галилео» по линии поглощения на длине волны 4,2 [[микрометр]]а. Приповерхностное давление оценивается приблизительно в 7,5 {{Esp|−12}} [[Бар (единица измерения)|бар]] (0,75 [[Паскаль (единица измерения)|мкПа]]), а концентрация частиц — в 4{{Esp|8}} частиц/см<sup>3</sup>. Без пополнения такая атмосфера была бы утеряна за 4 дня (см. [[Диссипация атмосфер планет]]), и это значит, что она постоянно пополняется — очевидно, благодаря сублимации замёрзшего углекислого газа,<ref name="Carlson 1999"/> что согласуется с гипотезой о деградации валов кратеров вследствие сублимации льдов.
+У Каллисто была обнаружена крайне разреженная атмосфера из углекислого газа<ref name="Carlson 1999">{{статья|заглавие=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|издание=Science|том=283|страницы=820—821|doi=10.1126/science.283.5403.820|ссылка=https://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|pmid=9933159|номер=5403|bibcode=1999Sci...283..820C|язык=en|тип=journal|автор=Carlson, R. W.; et al.|год=1999|archivedate=2008-10-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20081003231710/https://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf}}</ref>. Она была зафиксирована спектрометром для картирования в ближней инфракрасной области (NIMS) на борту КА «Галилео» по линии поглощения на длине волны 4,2 [[микрометр]]а. Приповерхностное давление оценивается приблизительно в 7,5 {{Esp|−12}} [[Бар (единица измерения)|бар]] (0,75 [[Паскаль (единица измерения)|мкПа]]), а концентрация частиц — в 4{{Esp|8}} частиц/см<sup>3</sup>. Без пополнения такая атмосфера была бы утеряна за 4 дня (см. [[Диссипация атмосфер планет]]), и это значит, что она постоянно пополняется — очевидно, благодаря сублимации замёрзшего углекислого газа,<ref name="Carlson 1999"/> что согласуется с гипотезой о деградации валов кратеров вследствие сублимации льдов.
-Ионосфера у Каллисто также была обнаружена именно во время пролёта КА ''Галилео'';<ref name="Kliore 2002">{{статья|заглавие=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations|издание=Journal of Geophysics Research|том=107|номер=A11|страницы=1407|doi=10.1029/2002JA009365|bibcode=2002JGRA.107kSIA19K|язык=en|тип=journal|автор=Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al.|год=2002}}</ref> и её высокая электронная плотность (7—17{{Esp|4}} см<sup>−3</sup>) не может объясняться фотоионизацией одного лишь атмосферного углекислого газа. На этом основано предположение, что атмосфера Каллисто на самом деле состоит в основном из [[Кислород|молекулярного кислорода]], и его массовая доля в 10—100 раз превышает долю углекислого газа<ref name="Liang 2005">{{статья|заглавие=Atmosphere of Callisto|издание=Journal of Geophysics Research|том=110|номер=E2|страницы=E02003|doi=10.1029/2004JE002322|ссылка=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|bibcode=2005JGRE..11002003L|archiveurl=https://web.archive.org/web/20111212112645/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|archivedate=2011-12-12|accessdate=2011-08-25|язык=mis|автор=Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al.|год=2005}} {{Wayback|url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf |date=20090225131107 }}</ref>.
+Ионосфера у Каллисто также была обнаружена именно во время пролёта КА ''Галилео'';<ref name="Kliore 2002">{{статья|заглавие=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations|издание=Journal of Geophysics Research|том=107|номер=A11|страницы=1407|doi=10.1029/2002JA009365|bibcode=2002JGRA.107kSIA19K|язык=en|тип=journal|автор=Kliore, A. J.; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al.|год=2002}}</ref> и её высокая электронная плотность (7—17{{Esp|4}} см<sup>−3</sup>) не может объясняться фотоионизацией одного лишь атмосферного углекислого газа. На этом основано предположение, что атмосфера Каллисто на самом деле состоит в основном из [[Кислород|молекулярного кислорода]], и его массовая доля в 10—100 раз превышает долю углекислого газа<ref name="Liang 2005">{{статья|заглавие=Atmosphere of Callisto|издание=Journal of Geophysics Research|том=110|номер=E2|страницы=E02003|doi=10.1029/2004JE002322|ссылка=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|bibcode=2005JGRE..11002003L|archiveurl=https://web.archive.org/web/20111212112645/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf|archivedate=2011-12-12|accessdate=2011-08-25|автор=Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; et al.|год=2005}} {{Cite web |url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2011-08-25 |archive-date=2009-02-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf |url-status=dead }}</ref>.
-Однако прямых наблюдений кислорода в атмосфере Каллисто ещё нет (на 2012 год). Наблюдения с «[[Хаббл (телескоп)|Хаббла]]» (HST) позволили установить верхний предел его концентрации, который согласуется с данными спутника «Галилео» об ионосфере<ref name=Strobel2002>{{статья|заглавие=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor|том=581|номер=1|страницы=L51—L54|doi=10.1086/345803|bibcode=2002ApJ...581L..51S|язык=en|тип=journal|автор=Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al.|год=2002|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство={{Нп3|IOP Publishing}}}}</ref>. В то же время HST обнаружил конденсированный кислород на поверхности Каллисто<ref name=Spencer2002>{{статья|заглавие=Condensed O2 on Europa and Callisto|том=124|номер=6|страницы=3400—3403|doi=10.1086/344307|ссылка=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf|bibcode=2002AJ....124.3400S|автор=Spencer, John R.; Calvin, Wendy M.|год=2002|язык=en|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство={{Нп3|IOP Publishing}}}}</ref>.
+Однако прямых наблюдений кислорода в атмосфере Каллисто ещё нет (на 2012 год). Наблюдения с «[[Хаббл (телескоп)|Хаббла]]» (HST) позволили установить верхний предел его концентрации, который согласуется с данными спутника «Галилео» об ионосфере<ref name="Strobel2002">{{статья|заглавие=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor|том=581|номер=1|страницы=L51—L54|doi=10.1086/345803|bibcode=2002ApJ...581L..51S|язык=en|тип=journal|автор=Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al.|год=2002|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. В то же время HST обнаружил конденсированный кислород на поверхности Каллисто<ref name="Spencer2002">{{статья|заглавие=Condensed O2 on Europa and Callisto|том=124|номер=6|страницы=3400—3403|doi=10.1086/344307|ссылка=https://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf|bibcode=2002AJ....124.3400S|автор=Spencer, John R.; Calvin, Wendy M.|год=2002|язык=en|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|archivedate=2020-05-11|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200511051324/https://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf}}</ref>.
 == Происхождение и эволюция ==
-Слабая [[Гравитационная дифференциация|дифференциация]] Каллисто, на которую указывают измерения [[Момент инерции|момента инерции]], означает, что спутник никогда не был разогрет до температур, достаточных для расплавления льдов, которые составляют его немалую часть<ref name="Spohn 2003"/>. Поэтому наиболее вероятно, что спутник образовался в ходе медленной [[аккреция|аккреции]] внешних слоёв разреженной газопылевой [[Формирование и эволюция Солнечной системы|туманности]], которая окружала Юпитер в процессе его образования<ref name=Canup2002/>. 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<ref name=Canup2002>{{статья|заглавие=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|том=124|номер=6|страницы=3404—3423|doi=10.1086/344684|ссылка=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|bibcode=2002AJ....124.3404C|язык=en|тип=journal|автор=Canup, Robin M.; Ward, William R.|год=2002|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство={{Нп3|IOP Publishing}}}}</ref>. Предположительно спутник сформировался за время 0,1 —10 млн лет<ref name=Canup2002/>.
+Слабая [[Гравитационная дифференциация|дифференциация]] Каллисто, на которую указывают измерения [[Момент инерции|момента инерции]], означает, что спутник никогда не был разогрет до температур, достаточных для расплавления льдов, которые составляют его немалую часть<ref name="Spohn 2003"/>. Поэтому наиболее вероятно, что спутник образовался в ходе медленной [[аккреция|аккреции]] внешних слоёв разреженной газопылевой [[Формирование и эволюция Солнечной системы|туманности]], которая окружала Юпитер в процессе его образования<ref name="Canup2002"/>. 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<ref name="Canup2002">{{статья|заглавие=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|том=124|номер=6|страницы=3404—3423|doi=10.1086/344684|ссылка=https://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|bibcode=2002AJ....124.3404C|язык=en|тип=journal|автор=Canup, Robin M.; Ward, William R.|год=2002|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|archivedate=2019-06-15|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190615104621/https://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf}}</ref>. Предположительно спутник сформировался за время 0,1 —10 млн лет<ref name="Canup2002"/>.
 [[Файл:Jagged Hills PIA03455.jpg|thumb|right|200px|Фото эродирующих (выше) и полностью эродировавших (ниже) бугров (~100 м высотой), возможно сформировавшихся из материи, выброшенной при столкновении]]
-Дальнейшая эволюция Каллисто после [[Аккреция|аккреции]] определялась [[радиация|радиоактивным]] нагревом, охлаждением поверхности через [[Теплопроводность|лучистый перенос]], а также [[Конвекция|конвекцией]] твёрдого или полутвёрдого вещества в её недрах<ref name=Freeman2006>{{статья|заглавие=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|том=54|номер=1|страницы=2—14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|ссылка=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|bibcode=2006P&SS...54....2F|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|archivedate=2007-08-24|accessdate=2011-08-26|язык=en|тип=journal|автор=Freeman, J.|год=2006|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Planetary and Space Science}}}} {{Wayback|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf |date=20070824155106 }}</ref>. Так как в силу температурной зависимости [[Вязкость|вязкости]] льда перемешивание внутренних слоев должно начинаться только при температуре, близкой к температуре его [[Температура плавления|плавления]], полутвёрдая конвекция является одной из главных проблем в моделировании недр всех ледяных спутников, включая Каллисто.<ref name=McKinnon2006/> Этот процесс исключительно медленный — со скоростью движения льда ≈1 [[сантиметр|см]]/год, но несмотря на это является эффективным охлаждающим механизмом на длительных временных отрезках.<ref name=McKinnon2006>{{статья|заглавие=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|том=183|номер=2|страницы=435—450|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004|bibcode=2006Icar..183..435M|язык=en|тип=journal|автор=McKinnon, William B.|год=2006|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref> 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.<ref name="Spohn 2003"/><ref name=McKinnon2006/> 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.<ref name=McKinnon2006/><ref name=Nagel2004/> Конвекция в недрах Каллисто может быть многоуровневой по причине разных кристаллических фаз [[лёд|водяного льда]] на разных глубинах: на поверхности, при минимальной температуре и давлении, он находится в [[Лёд Ic|фазе I]], тогда как в центральных областях должен находиться в фазе [[Лёд VII|VII]].<ref name=Freeman2006/> Рано начавшаяся полутвёрдая конвекция в недрах Каллисто могла предотвратить крупномасштабное плавление льдов и последующую [[Гравитационная дифференциация|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.<ref name=Nagel2004>{{статья|заглавие=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|том=169|номер=2|страницы=402—412|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019|bibcode=2004Icar..169..402N|язык=en|тип=journal|автор=Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}}}</ref>
+Дальнейшая эволюция Каллисто после [[Аккреция|аккреции]] определялась [[радиация|радиоактивным]] нагревом, охлаждением поверхности через [[Теплопроводность|лучистый перенос]], а также [[Конвекция|конвекцией]] твёрдого или полутвёрдого вещества в её недрах<ref name="Freeman2006">{{статья|заглавие=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|том=54|номер=1|страницы=2—14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|ссылка=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|bibcode=2006P&SS...54....2F|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|archivedate=2007-08-24|accessdate=2011-08-26|язык=en|тип=journal|автор=Freeman, J.|год=2006|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Planetary and Space Science]]}} {{Cite web |url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2011-08-26 |archive-date=2007-08-24 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf |url-status=dead }}</ref>. Так как в силу температурной зависимости [[Вязкость|вязкости]] льда перемешивание внутренних слоёв должно начинаться только при температуре, близкой к температуре его [[Температура плавления|плавления]], полутвёрдая конвекция является одной из главных проблем в моделировании недр всех ледяных спутников, включая Каллисто<ref name="McKinnon2006"/>. Этот процесс исключительно медленный — со скоростью движения льда ≈1 [[сантиметр|см]]/год, но несмотря на это является эффективным охлаждающим механизмом на длительных временных отрезках<ref name="McKinnon2006">{{статья|заглавие=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|том=183|номер=2|страницы=435—450|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004|bibcode=2006Icar..183..435M|язык=en|тип=journal|автор=McKinnon, William B.|год=2006|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>. 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<ref name="Spohn 2003"/><ref name="McKinnon2006"/>. 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<ref name="McKinnon2006"/><ref name="Nagel2004"/>. Конвекция в недрах Каллисто может быть многоуровневой по причине разных кристаллических фаз [[лёд|водяного льда]] на разных глубинах: на поверхности, при минимальной температуре и давлении, он находится в [[Лёд Ic|фазе I]], тогда как в центральных областях должен находиться в фазе [[Лёд VII|VII]]<ref name="Freeman2006"/>. Рано начавшаяся полутвёрдая конвекция в недрах Каллисто могла предотвратить крупномасштабное плавление льдов и последующую [[Гравитационная дифференциация|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<ref name="Nagel2004">{{статья|заглавие=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|том=169|номер=2|страницы=402—412|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019|bibcode=2004Icar..169..402N|язык=en|тип=journal|автор=Nagel, K.a; Breuer, D.; Spohn, T.|год=2004|издательство=[[Elsevier]]|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]}}</ref>.
-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 [[Паскаль (единица измерения)|МПа]])<ref name="Spohn 2003"/>. Во всех правдоподобных моделях температура на глубине между 100 и 200 км очень близка или немного превышает это значение<ref name=Freeman2006/><ref name=McKinnon2006/><ref name=Nagel2004/>. Присутствие даже небольших количеств [[аммиак]]а — даже около 1—2 % по массе — практически гарантирует существование жидкого слоя, потому как аммиак ещё более понижает температуру плавления<ref name="Spohn 2003"/>.
+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 [[Паскаль (единица измерения)|МПа]])<ref name="Spohn 2003"/>. Во всех правдоподобных моделях температура на глубине между 100 и 200 км очень близка или немного превышает это значение<ref name="Freeman2006"/><ref name="McKinnon2006"/><ref name="Nagel2004"/>. Присутствие даже небольших количеств [[аммиак]]а — даже около 1—2 % по массе — практически гарантирует существование жидкого слоя, потому как аммиак ещё более понижает температуру плавления<ref name="Spohn 2003"/>.
-Хотя Каллисто и напоминает — по крайней мере по объёму и массе — [[Ганимед (спутник)|Ганимед]], у неё была гораздо более простая геологическая история. Поверхность Каллисто формировалась преимущественно ударными столкновениями и другими внешними силами<ref name="Greeley 2000"/>. В отличие от соседнего Ганимеда с его бороздчатыми поверхностями, на ней мало признаков тектонической активности<ref name=Showman1999/>. Эти различия Каллисто и Ганимеда объясняют разными условиями формирования<ref name="Barr2">{{статья
+Хотя Каллисто и напоминает — по крайней мере по объёму и массе — [[Ганимед (спутник)|Ганимед]], у неё была гораздо более простая геологическая история. Поверхность Каллисто формировалась преимущественно ударными столкновениями и другими внешними силами<ref name="Greeley 2000"/>. В отличие от соседнего Ганимеда с его бороздчатыми поверхностями, на ней мало признаков тектонической активности<ref name="Showman1999"/>. Эти различия Каллисто и Ганимеда объясняют разными условиями формирования<ref name="Barr2">{{статья
 |заглавие=Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites
 |том=198
@@ Строка 181: / Строка 181: @@
 |месяц=8
 |год=2008
-|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}
+|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]
 }}</ref>, более сильным приливным нагревом Ганимеда<ref name="Showman2">{{статья
 |заглавие=Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede
@@ Строка 196: / Строка 196: @@
 |месяц=3
 |год=1997
-|издание={{Нп3|Icarus (журнал)|Icarus||Icarus (journal)}}
+|издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]]
 }}</ref> или бо́льшим влиянием на него [[Поздняя тяжёлая бомбардировка|поздней тяжёлой бомбардировки]]<ref name="Baldwin">{{cite web
  |last        = Baldwin
  |first       = E.
  |title       = Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy
- |website = [http://www.astronomynow.com Astronomy Now Online]
+ |website = [https://astronomynow.com Astronomy Now Online]
  |publisher   = Astronomy Now
  |date        = 2010-01-25
- |url         = http://www.astronomynow.com/news/n1001/25galilean/
+ |url         = https://astronomynow.com/news/n1001/25galilean/
  |accessdate  = 2010-03-01
- |archiveurl  = https://www.webcitation.org/65CgvwDDU?url=http://www.astronomynow.com/news/n1001/25galilean/
+ |archiveurl  = https://www.webcitation.org/65CgvwDDU?url=https://astronomynow.com/news/n1001/25galilean/
  |archivedate = 2012-02-04
 }}</ref><ref name="LPI1158">{{Cite conference
@@ Строка 213: / Строка 213: @@
   | coauthors = Canup, R. M.
   | title = Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment
-  | booktitle = 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010)
+  | book-title = 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010)
   | pages =
   | publisher =
   | date = March 2010
   | location = Houston
   | url = http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/1158.pdf
   | doi =
-  | accessdate = 2010-03-01}}</ref><ref name="Barr">{{статья
+  | accessdate = 2010-03-01
+  | archive-date = 2011-06-05
+  | archive-url = https://web.archive.org/web/20110605044843/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/1158.pdf
+  | url-status = dead
+  }}</ref><ref name="Barr">{{статья
 |заглавие=Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment
 |издание=[[Nature Geoscience]]
@@ Строка 226: / Строка 230: @@
 |номер=March 2010
 |страницы=164—167
-|ссылка=http://www.nature.com/ngeo/journal/v3/n3/abs/ngeo746.html
+|ссылка=https://www.nature.com/ngeo/journal/v3/n3/abs/ngeo746.html
 |doi=10.1038/NGEO746
 |accessdate=2010-03-01
@@ Строка 236: / Строка 240: @@
 |месяц=1
 |год=2010
+|archivedate=2017-06-22
-}}</ref>. Относительно простая геологическая история Каллисто служит отправной точкой для планетологов при сравнении её с более сложными и активными объектами.<ref name=Showman1999/>
+|archiveurl=https://web.archive.org/web/20170622235608/http://www.nature.com/ngeo/journal/v3/n3/abs/ngeo746.html
+}}</ref>. Относительно простая геологическая история Каллисто служит отправной точкой для планетологов при сравнении её с более сложными и активными объектами<ref name="Showman1999"/>.
 [[Файл:Callisto Earth Moon Comparison.png|thumb|right|250px|Сопоставление размеров Земли, Луны и Каллисто]]
 == Возможность жизни в океане ==
-Как и в случае [[Европа (спутник)|Европы]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]], популярна идея о возможности существования в подповерхностном океане Каллисто внеземной микробной жизни.<ref name=Lipps2004>{{статья|заглавие=Astrobiology of Jupiter's Icy Moons|издание=Proc. SPIE|том=5555|страницы=10|doi=10.1117/12.560356|ссылка=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|archivedate=2008-08-20|accessdate=2011-08-26|язык=mis|автор=Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al.|год=2004}} {{Wayback|url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf |date=20080820014713 }}</ref> Однако на Каллисто условия для жизни несколько хуже, чем на Европе или Ганимеде. Основные причины: недостаточность соприкосновения с горными породами и низкий тепловой поток из недр спутника.<ref name=Lipps2004/> Учёный Торренс Джонсон сказал следующее об отличии условий жизни на Каллисто от остальных галилеевых спутников:<ref name=Phillips>{{cite web|last=Phillips|first=T.|url=http://science.nasa.gov/newhome/headlines/ast22oct98_2.htm|deadlink=yes|title=Callisto makes a big splash|publisher=Science@NASA|date=1998-10-23|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Cgzrr1w?url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1998/ast22oct98_2/|archivedate=2012-02-04}}</ref>
+Как и в случае [[Европа (спутник)|Европы]] и [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]], популярна идея о возможности существования в подповерхностном океане Каллисто внеземной микробной жизни<ref name="Lipps2004">{{статья|заглавие=Astrobiology of Jupiter's Icy Moons|издание=Proc. SPIE|том=5555|страницы=10|doi=10.1117/12.560356|ссылка=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|archivedate=2008-08-20|accessdate=2011-08-26|автор=Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al.|год=2004}} {{Cite web |url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf |title=Архивированная копия |accessdate=2011-08-26 |archive-date=2008-08-20 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf |url-status=dead }}</ref>. Однако на Каллисто условия для жизни несколько хуже, чем на Европе или Ганимеде. Основные причины: недостаточность соприкосновения с горными породами и низкий тепловой поток из недр спутника<ref name="Lipps2004"/>. Учёный Торренс Джонсон сказал следующее об отличии условий жизни на Каллисто от остальных галилеевых спутников<ref name="Phillips">{{cite web|last=Phillips|first=T.|url=https://science.nasa.gov/newhome/headlines/ast22oct98_2.htm|url-status=dead|title=Callisto makes a big splash|publisher=Science@NASA|date=1998-10-23|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Cgzrr1w?url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1998/ast22oct98_2/|archivedate=2012-02-04}}</ref>:
 {{cquote|Основными компонентами, важными для возникновения жизни, — называемыми "пребиотической химией" — обладают множество объектов Солнечной системы, вроде комет, астероидов и [[Ледяные спутники|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.}}
-На основе этих и других соображений считается, что среди всех галилеевых лун у Европы самые большие шансы на поддержание жизни, по крайней мере, микробной.<ref name=Lipps2004/><ref name="François2005">{{статья|заглавие=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations|том=116|номер=1—2|страницы=471—487|ссылка=http://www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf|doi=10.1007/s11214-005-1967-x|bibcode=2005SSRv..116..471R|язык=en|тип=journal|автор=François, Raulin|год=2005|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|издание=[[Space Science Reviews]]}}</ref>
+На основе этих и других соображений считается, что среди всех галилеевых лун у Европы самые большие шансы на поддержание жизни, по крайней мере, микробной<ref name="Lipps2004"/><ref name="François2005">{{статья|заглавие=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations|том=116|номер=1—2|страницы=471—487|ссылка=http://www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf|doi=10.1007/s11214-005-1967-x|bibcode=2005SSRv..116..471R|язык=en|тип=journal|автор=François, Raulin|год=2005|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|издание=[[Space Science Reviews]]}}{{Недоступная ссылка|date=2020-03|bot=InternetArchiveBot }}</ref>.
 == Потенциал для колонизации ==
 [[Файл:Callisto base.PNG|thumb|left|180px|База на Каллисто в представлении художника<ref name="CallistoBase"/>]]
 Начиная с [[1980-е|1980-х годов]] Каллисто считается привлекательной целью для пилотируемого космического полёта после [[Пилотируемый полёт на Марс|аналогичной миссии на Марс]] благодаря тому, что лежит вне радиационного пояса Юпитера<ref>James Oberg: ''[https://books.google.com/books?id=vNgDAAAAMBAJ&lpg=PA161&dq=Popular%20Mechanics%20October%201982&hl=de&pg=PA183#v=onepage&q&f=false Where are the Russians Headed Next?]'' Erschienen in [[Popular Mechanics]], Oktober 1982, S. 183</ref>.
-В 2003 [[НАСА]] провела концептуальное исследование под названием [[Human Outer Planets Exploration]] (HOPE — {{lang-ru|Надежда}}), в котором было рассмотрено будущее освоения человечеством [[Солнечная система#Внешняя Солнечная система|внешней Солнечной системы]]. Одной из детально рассмотренных целей была Каллисто<ref name=HOPE>{{cite web|title=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|last=Trautman|first=Pat|coauthors=Bethke, Kristen|publisher=NASA|year=2003|url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Ch0Qb1r?url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref><ref>{{статья|заглавие=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|издание=American Institute of Physics Conference Proceedings|том=654|страницы=821—828|accessdate=2006-05-10|doi=10.1063/1.1541373|язык=en|тип=journal|автор=Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A.|число=28|месяц=1|год=2003}}</ref>.
+В 2003 [[НАСА]] провела концептуальное исследование под названием [[Human Outer Planets Exploration]] (HOPE — {{lang-ru|Надежда}}), в котором было рассмотрено будущее освоения человечеством [[Солнечная система#Внешняя Солнечная система|внешней Солнечной системы]]. Одной из детально рассмотренных целей была Каллисто<ref name="HOPE">{{cite web|title=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|last=Trautman|first=Pat|coauthors=Bethke, Kristen|publisher=NASA|year=2003|url=https://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf |url-status = dead |format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Ch0Qb1r?url=https://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref><ref>{{статья|заглавие=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|издание=American Institute of Physics Conference Proceedings|том=654|страницы=821—828|accessdate=2006-05-10|doi=10.1063/1.1541373|язык=en|тип=journal|автор=Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A.|число=28|месяц=1|год=2003}}</ref>.
-Было предложено в перспективе построить на спутнике станцию по переработке и производству топлива из окружающих льдов для [[Космический аппарат|КА]], направляющихся для исследования более отдалённых областей Солнечной системы, помимо этого лёд можно было бы использовать и для добычи воды<ref name="CallistoBase">{{cite web|title=Vision for Space Exploration|url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|publisher=[[NASA]]|year=2004|format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Ch0up1S?url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>. 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 [[Европа (спутник)|Европу]], а также создать на Каллисто промежуточную станцию для обслуживания КА, направляющихся к Юпитеру для совершения гравитационного манёвра в целях полёта во внешние области Солнечной системы<ref name=HOPE/>.
+Было предложено в перспективе построить на спутнике станцию по переработке и производству топлива из окружающих льдов для [[Космический аппарат|КА]], направляющихся для исследования более отдалённых областей Солнечной системы, помимо этого лёд можно было бы использовать и для добычи воды<ref name="CallistoBase">{{cite web|title=Vision for Space Exploration|url=https://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|publisher=[[NASA]]|year=2004|format=PDF|archiveurl=https://www.webcitation.org/65Ch0up1S?url=https://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>. 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 [[Европа (спутник)|Европу]], а также создать на Каллисто промежуточную станцию для обслуживания КА, направляющихся к Юпитеру для совершения гравитационного манёвра в целях полёта во внешние области Солнечной системы<ref name="HOPE"/>.
 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-м 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<ref>{{Cite web |url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf |title=USA.gov: The U.S. Government’s Official Web Portal |accessdate=2011-08-26 |archiveurl=https://www.webcitation.org/68rIn3JrS?url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf |archivedate=2012-07-02 |deadlink=yes }}</ref><ref>Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: ''[http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20030063128_2003072427.pdf Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE).]'' Veröffentlicht im Februar 2003.</ref>.
+В вышеупомянутом отчёте НАСА за 2003 год было предположено, что пилотируемая миссия к Каллисто будет возможна к 2040-м 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<ref>{{cite web |url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf |title=USA.gov: The U.S. Government’s Official Web Portal |accessdate=2011-08-26 |archiveurl=https://www.webcitation.org/68rIn3JrS?url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf |archivedate=2012-07-02 |url-status=dead }}</ref><ref>Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: ''[https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20030063128_2003072427.pdf Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE).] {{Wayback|url=https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20030063128_2003072427.pdf |date=20201022030139 }}'' Veröffentlicht im Februar 2003.</ref>.
 == См. также ==
 * [[Спутники Юпитера]]
 * [[Вальхалла (Каллисто)|Вальхалла]]
+* [[The Callisto Protocol]]
-== Заметки ==
+== Примечания ==
+;Комментарии
 <div class="references-small">
 <ol type="a">
@@ Строка 276: / Строка 284: @@
 </div>
+;Источники
-== Примечания ==
 {{примечания|2}}
@@ Строка 293: / Строка 301: @@
 == Ссылки ==
+{{Навигация
-{{навигация}}
+|Портал = Астрономия
-* {{cite web |title = Краткая характеристика Каллисто |url = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto |archiveurl = https://web.archive.org/web/20140328070532/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto |archivedate = 2014-03-28 |deadlink = yes }} на [http://solarsystem.nasa.gov сайте НАСА Solar System Exploration]
+}}
-* [http://www.nineplanets.org/callisto.html Страничка Каллисто] на ''NinePlanets.org''
+* {{cite web |title = Краткая характеристика Каллисто |url = https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto |archiveurl = https://web.archive.org/web/20140328070532/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto |archivedate = 2014-03-28 |url-status = dead }}
-* [http://www.solarviews.com/eng/callisto.htm Страничка Каллисто] на ''Views of the Solar System''
+* [http://www.nineplanets.org/callisto.html Страничка Каллисто] {{Wayback|url=http://www.nineplanets.org/callisto.html |date=20120815180550 }} на ''NinePlanets.org''{{ref-en}}
-* [http://www.lpi.usra.edu/resources/cc/cchome.html база данных кратеров Каллисто] от института Луны и Планет
+* [http://solarviews.com/eng/callisto.htm Страничка Каллисто] {{Wayback|url=http://solarviews.com/eng/callisto.htm |date=20191118094903 }} на ''Views of the Solar System''{{ref-en}}
-* [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Callisto Галерея изображений Каллисто]
-* {{cite web |title = Видео вращающейся Каллисто |url = http://sos.noaa.gov/videos/Callisto.mov |archiveurl = https://web.archive.org/web/20100601171427/http://sos.noaa.gov/videos/Callisto.mov |archivedate = 2010-06-01 |deadlink = yes }} от [[Национальное управление океанических и атмосферных исследований|NOAA]]
+* {{cite web |title = Видео вращающейся Каллисто |url = http://sos.noaa.gov/videos/Callisto.mov |archiveurl = https://web.archive.org/web/20100601171427/http://sos.noaa.gov/videos/Callisto.mov |archivedate = 2010-06-01 |url-status = dead }}
-* [http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03876 Карта Каллисто с названиями деталей поверхности] на сайте НАСА: [http://photojournal.jpl.nasa.gov/ Planetary Photojournal]
+* [https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03876 Карта Каллисто с названиями деталей поверхности] {{Wayback|url=https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03876 |date=20200115162715 }} // [[НАСА]]{{ref-en}}
-* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/callisto_comp.pdf Карта Каллисто с названиями деталей поверхности] на сайте [http://planetarynames.wr.usgs.gov Gazetteer of Planetary Nomenclature]
+* [https://planetarynames.wr.usgs.gov/images/callisto_comp.pdf Карта Каллисто с названиями деталей поверхности] {{Wayback|url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/images/callisto_comp.pdf |date=20191224003911 }} на ''Gazetteer of Planetary Nomenclature''{{ref-en}}
-* [http://stereomoons.blogspot.com/2009/10/galileo-4-moons-at-400-years.html трёхмерные изображения поверхности галилеевых лун, в том числе и Каллисто]
-* {{cite web |title = '''(HOPE)''' (2003) — концептуальное исследование будущего освоения Солнечной системы от НАСА, в котором упоминается и Каллисто |url = http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf |archiveurl = https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf |archivedate = 2012-01-19 |deadlink = yes }}
-{{Библиоинформация}}
+{{Библиоинформация}}
 {{Спутники Юпитера}}
 {{Спутники Солнечной системы}}
@@ Строка 313: / Строка 319: @@
 [[Категория:Каллисто|*]]
-[[Категория:Астрономические объекты, открытые в 1610 году]]
+[[Категория:Астрономические объекты, открытые в 1610 году]]

Каллисто (спутник): различия между версиями

Текущая версия от 13:43, 24 сентября 2024

Основные сведения

Открытие и наименование

Исследование

Проекты будущих КА

Орбита и вращение

Физические характеристики

Состав

Внутренняя структура

Детали поверхности

Атмосфера и ионосфера

Происхождение и эволюция

Возможность жизни в океане

Потенциал для колонизации

См. также

Примечания

Литература

Ссылки

Навигация

Поиск