Текст книги "В глубинах небесного океана. Научно-фантастическое рассуждение"

Ганимед (спутник)

Изображение противоюпитерианского полушария Ганимеда, сделанное КА «Галилео». Светлые поверхности, следы недавних ударных столкновений, изборождённая поверхность и белая северная полярная шапка (в верхнем правом углу изображения) богаты водяным льдом

Ганимед состоит из примерно равного количества силикатных пород и водяного льда. Это полностью дифференцированное тело с жидким ядром, богатым железом. Предположительно, в его недрах на глубине около 200 км между слоями льда есть океан жидкой воды. На поверхности Ганимеда наблюдаются два типа ландшафта. Треть поверхности спутника занимают тёмные области, испещрённые ударными кратерами. Их возраст доходит до четырёх миллиардов лет. Остальную площадь занимают более молодые светлые области, покрытые бороздами и хребтами. Причины сложной геологии светлых областей до конца не ясны. Вероятно, она связана с тектонической активностью, вызванной приливным нагревом.

Намного более детальные исследования провели аппараты программы «Вояджер» в 1979 году. Космический аппарат «Галилео», изучавший систему Юпитера начиная с 1995 года, обнаружил подземный океан и магнитное поле Ганимеда.

Тепло, идущее от ядра и силикатной мантии, позволяет существовать подземному океану, а медленное охлаждение жидкого ядра из Fe и FeS вызывает конвекцию и поддерживает генерацию магнитного поля. Текущий тепловой поток из недр Ганимеда, вероятно, выше, чем у Каллисто.

Орбита и вращение

Орбита имеет небольшие наклонение к экватору Юпитера и эксцентриситет, которые квазипериодически изменяются по причине вековых возмущений от Солнца и планет. Эксцентриситет меняется в диапазоне 0,0009—0,0022, а наклонение – в диапазоне 0,05°—0,32°[39]. Эти орбитальные колебания заставляют наклон оси вращения (угол между этой осью и перпендикуляром к плоскости орбиты) изменяться от 0 до 0,33°.

Современный резонанс Лапласа неспособен увеличить эксцентриситет орбиты Ганимеда. Нынешнее значение эксцентриситета составляет около 0,0013, что может быть следствием его увеличения за счёт резонанса в прошлые эпохи. Но если он не увеличивается в настоящее время, то возникает вопрос, почему он не обнулился из-за приливной диссипации энергии в недрах Ганимеда. Возможно, последнее увеличение эксцентриситета произошло недавно – несколько сотен миллионов лет назад. Поскольку эксцентриситет орбиты Ганимеда относительно низок (в среднем 0,0015), приливный разогрев этого спутника сейчас незначителен. Однако, в прошлом Ганимед, возможно, мог один или несколько раз пройти через резонанс, подобный лапласовому, который был способен увеличить эксцентриситет орбиты до значений 0,01—0,02. Это, вероятно, вызвало существенный приливный разогрев недр Ганимеда, что могло стать причиной тектонической активности, сформировавшей неровный ландшафт.

Физические характеристики

Размер

Ганимед является самым крупным и самым массивным спутником в Солнечной системе. Его диаметр (5268 км) составляет 41% от диаметра Земли, на 2% больше, чем у спутника Сатурна Титана (второго по величине спутника), на 8% больше диаметра Меркурия, на 9% – Каллисто, на 45% – Ио и на 51% больше Луны. Его масса на 10% больше, чем у Титана, на 38% больше, чем у Каллисто, на 66% больше, чем у Ио и в 2,02 раза больше массы Луны.

Состав

Резкая граница между древним тёмным ландшафтом области Николсона и юной яркой рытвиной Арпагии

Средняя плотность Ганимеда составляет 1,936 г/см3. Предположительно, он состоит из равных частей скальных пород и воды (в основном замёрзшей). Массовая доля льда лежит в интервале 46—50%, что немного ниже, чем у Каллисто. Во льдах могут присутствовать некоторые летучие газы, такие как аммиак. Точный состав скальных пород Ганимеда не известен, но он, вероятно, близок к составу обыкновенных хондритов групп L и LL, которые отличаются от H-хондритов меньшим полным содержанием железа, меньшим содержанием металлического железа и большим – окиси железа. Соотношение масс железа и кремния на Ганимеде составляет 1,05—1,27 (для сравнения, у Солнца оно равно 1,8).

Альбедо поверхности Ганимеда составляет около 43%. Водяной лёд есть практически на всей поверхности и его массовая доля колеблется в пределах 50—90%, что значительно выше, чем на Ганимеде в целом. Ближняя инфракрасная спектроскопия показала наличие обширных абсорбционных полос водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 мкм. Светлые участки менее ровные и имеют большее количество льда по сравнению с тёмными. Анализ ультрафиолетового и ближнего инфракрасного спектра с высоким разрешением, полученных космическим аппаратом «Галилео» и наземными инструментами, показал наличие и других веществ: углекислого газа, диоксида серы и, возможно, циана, серной кислоты и различных органических соединений. По результатам миссии «Галилео» предполагается наличие на поверхности некоторого количества толинов. Результаты «Галилео» также показали наличие на поверхности Ганимеда сульфата магния (MgSO₄) и, возможно, сульфата натрия (Na₂SO₄). Эти соли могли образоваться в подземном океане.

Поверхность Ганимеда асимметрична. Ведущее полушарие (повёрнутое в сторону движения спутника по орбите) светлее, чем ведомое. На Европе ситуация такая же, а на Каллисто – противоположная. На ведомом полушарии Ганимеда, видимо, больше диоксида серы. Количество углекислого газа на обоих полушариях одинаково, но его нет вблизи полюсов. Ударные кратеры на Ганимеде (кроме одного) не показывают обогащения углекислым газом, что также отличает этот спутник от Каллисто. Подземные запасы углекислого газа на Ганимеде были, вероятно, исчерпаны ещё в прошлом.

Внутреннее строение

Возможное внутреннее строение Ганимеда

Предположительно Ганимед состоит из трёх слоёв: расплавленного ядра из железа или сульфида железа, силикатной мантии и внешнего слоя льда толщиной 900—950 километров. В пользу этой модели свидетельствует малый момент инерции, измеренный во время облета Ганимеда «Галилео» – (0,3105 ± 0,0028) ×mr² (момент инерции однородного шара равен 0,4×mr², а меньшее значение коэффициента в этой формуле говорит о том, что плотность растёт с глубиной). У Ганимеда этот коэффициент самый низкий среди твёрдых тел Солнечной системы, что говорит о ярко выраженной расслоенности его недр. Существование расплавленного богатого железом ядра даёт естественное объяснение собственного магнитного поля Ганимеда, которое было обнаружено «Галилео». Конвекция в расплавленном железе, которое обладает высокой электропроводностью, – самое разумное объяснение происхождения магнитного поля.

Точная толщина различных слоёв в недрах Ганимеда зависит от принятого значения состава силикатов (доли оливина и пироксенов), а также от количества серы в ядре. Наиболее вероятное значение радиуса ядра – 700—900 км, а толщины внешней ледяной мантии – 800—1000 км. Остаток радиуса приходится на силикатную мантию. Плотность ядра – предположительно 5,5—6 г/см3, а силикатной мантии – 3,4—3,6 г/см3. Некоторые модели генерирования магнитного поля Ганимеда требуют наличия твёрдого ядра из чистого железа внутри жидкого ядра из Fe и FeS, что схоже со структурой земного ядра. Радиус этого ядра может достигать 500 километров. Температура в ядре Ганимеда предположительно составляет 1500—1700 К, а давление – до 10 ГПа.

Исследования магнитного поля Ганимеда указывают на то, что под его поверхностью может быть океан жидкой воды ^{[15] [16]}. Численное моделирование недр спутника, выполненное в 2014 году сотрудниками Лаборатории реактивного движения НАСА, показало, что этот океан, вероятно, многослойный: жидкие слои разделены слоями льда разных типов (лёд I, III, V, VI). Количество жидких прослоек, возможно, достигает 4; их солёность растёт с глубиной.

Поверхность

Мозаика из фотографий противоюпитерианского полушария Ганимеда. Тёмная древняя зона в верхнем правом углу – область Галилея. Её отделяют от области Мариуса (меньшей тёмной области левее) светлые рытвины Урук. Яркая лучистая структура внизу – свежий лёд, выброшенный при появлении относительно молодого кратера Осирис

Изображение ведомого полушария Ганимеда, сделанное с космического аппарата «Галилео» (цвета усилены). В правом нижнем углу видны яркие лучи кратера Ташмет, а в верхнем правом – большое поле выбросов из кратера Хершеф. Часть тёмной области Николсона находится внизу слева. Сверху справа она граничит с рытвинами Гарпагия

Фото Ганимеда (по центру меридиан 45° з.д.). Тёмные участки – область Перрайна (сверху) и область Николсона (снизу); лучистые кратеры – Трос (вверху справа) и Чисти (внизу слева)

Поверхность Ганимеда представляет собой смесь участков двух типов: очень древних сильно кратерированных тёмных областей и несколько более молодых (но всё-таки древних) светлых областей, покрытых бороздами, канавками и гребнями. Тёмные участки поверхности занимают примерно 1/3 всей площади и содержат глины и органические вещества, что может отображать состав планетезималей, из которых образовались спутники Юпитера.

Пока неизвестно, что вызвало нагрев, необходимый для формирования бороздчатой поверхности Ганимеда. По современным представлениям, такая поверхность – следствие тектонических процессов. Криовулканизм играет, как считается, второстепенную роль, если играет вообще. Силы, создавшие в литосфере Ганимеда сильные напряжения, необходимые для тектонических подвижек, могли быть связаны с приливным разогревом в прошлом, причиной которого, возможно, были нестабильные орбитальные резонансы, через которые проходил спутник. Приливная деформация льдов могла разогреть недра Ганимеда и вызвать напряжения в литосфере, что привело к появлению трещин, горстов и грабенов. При этом на 70% площади спутника была стёрта старая тёмная поверхность. Формирование бороздчатой поверхности также может быть связано с ранним формированием ядра спутника и последующим приливным разогревом его недр, что, в свою очередь, вызвало увеличение Ганимеда на 1—6% благодаря тепловому расширению и фазовым переходам во льду ^[5]. Возможно, в ходе последующей эволюции от ядра к поверхности поднимались плюмы из разогретой воды, вызывая деформации литосферы. Наиболее вероятный современный источник тепла в недрах спутника – радиоактивный разогрев, который может (по крайней мере, частично) обеспечить существование подповерхностного водного океана. Моделирование показывает, что если бы эксцентриситет орбиты Ганимеда был на порядок выше современного (а это, возможно, было в прошлом), приливный разогрев мог быть сильнее радиоактивного.

Кратеры Гула и Ахелой (ниже). У каждого виден «вал» и «пьедестал» из выбросов

Ударные кратеры есть на участках поверхности обоих типов, но в тёмных областях их особенно много: эти области насыщены кратерами и, судя по всему, их рельеф формировался главным образом именно столкновениями. На ярких бороздчатых участках кратеров намного меньше, и они не сыграли значимой роли в эволюции их рельефа. Плотность кратерирования тёмных участков указывает на возраст в 4 миллиарда лет (как и у материковых областей Луны). Светлые участки младше, но насколько – неясно. Особой интенсивности кратерирование поверхности Ганимеда (как и Луны) достигло около 3,5—4 миллиарда лет назад. Если эти данные точны, то большинство ударных кратеров осталось с той эпохи, и после этого они прибавлялись в числе незначительно. Некоторые кратеры пересечены бороздами, а некоторые образовались поверх борозд. Это говорит о том, что некоторые борозды довольно древние. Местами попадаются относительно молодые кратеры с расходящимися от них лучами выбросов. Кратеры Ганимеда более плоские, чем кратеры на Меркурии или Луне. Вероятно, причиной этого служит непрочность ледяной коры Ганимеда, которая может (или могла) сглаживаться под действием силы тяжести. Древние кратеры, которые почти совсем сглажены (своего рода «призраки» кратеров) известны как палимпсесты; одним из крупнейших палимпсестов Ганимеда является факула Мемфис диаметром 360 км.

Одна из примечательных геоструктур Ганимеда – тёмный участок под названием область Галилея, где видна сеть из разнонаправленных борозд. Вероятно, своим появлением этот регион обязан периоду бурной геологической активности спутника.

На Ганимеде есть полярные шапки, предположительно состоящие из водяного инея. Они покрывают широты выше 40°. Впервые полярные шапки наблюдались при пролёте КА «Вояджер». Вероятно, они образованы молекулами воды, выбитыми с поверхности при бомбардировке её частицами плазмы. Такие молекулы могли мигрировать на высокие широты с низких благодаря разнице температур или же происходить из самих полярных областей. Результаты расчётов и наблюдений позволяют судить, что верно второе. Наличие у Ганимеда собственной магнитосферы приводит к тому, что заряженные частицы интенсивно бомбардируют только слабо защищённые – полярные – области. Образовавшийся водяной пар осаждается в основном в самых холодных местах этих же областей.

Атмосфера и ионосфера

В 1972 году группа индийских, британских и американских астрономов, работая в индонезийской обсерватории имени Боссы, сообщила об обнаружении у спутника тонкой атмосферы во время наблюдения покрытия им звезды. Они оценили приповерхностное давление атмосферы в 0,1 Па. Однако в 1979 году КА «Вояджер-1» наблюдал покрытие Ганимедом звезды (κ Центавра) и получил противоречащие этому результаты. Эти наблюдения проводились в дальнем ультрафиолете на длинах волн меньше 200 нм, и они были куда более чувствительны к наличию газов, чем измерения 1972 года в видимом излучении. Никакой атмосферы датчики «Вояджера» не обнаружили. Верхний предел концентрации оказался на уровне 1,5·109 частиц/см3, что соответствует приповерхностному давлению менее 2,5 мкПа. А это почти на 5 порядков меньше, чем оценка 1972 года.

В 1995 году у Ганимеда всё-таки была обнаружена очень слабая кислородная атмосфера (экзосфера), очень похожая на найденную у Европы. Эти данные были получены телескопом Хаббла (HST). Ему удалось различить слабое свечение атомарного кислорода в дальнем ультрафиолете (на длине волн 130,4 нм и 135,6 нм). Такое свечение возникает когда молекулярный кислород распадается на атомы при столкновениях с электронами, что служит достаточно убедительным подтверждением существования нейтральной атмосферы из молекул O2. Её концентрация, вероятно, находится в диапазоне 1,2·108—7·108 частиц/см3, что соответствует приповерхностному давлению в 0,2—1,2 мкПа. Такие значения согласуются с верхним пределом, установленным «Вояджером» в 1981 году. Кислород не является доказательством наличия на спутнике жизни. Считается, что он возникает когда водяной лёд на поверхности Ганимеда разделяется на водород и кислород радиацией (водород быстрее улетучивается из-за низкой атомной массы) (и как на Европе при перемещивании кислорода с подледным океаном с помощью метеоритов, что способствует накоплению кислорода в воде) _я. Свечение атмосферы Ганимеда, как и Европы, неоднородно. HST наблюдал два ярких пятна, расположенных в северном и южном полушарии около широт ± 50°, что точно соответствует границе между закрытыми и открытыми линиями магнитосферы Ганимеда (см. ниже). Яркие пятна, возможно, представляют собой полярные сияния, вызванные притоком плазмы вдоль открытых линий магнитного поля спутника.

Существование нейтральной атмосферы подразумевает и существование у спутника ионосферы, потому что молекулы кислорода ионизируются столкновениями с быстрыми электронами, прибывающими из магнитосферы, и солнечным жёстким ультрафиолетом. Однако природа ионосферы Ганимеда такая же спорная, как и природа атмосферы. Некоторые замеры «Галилео» показали повышенную плотность электронов вблизи от спутника, что указывает на наличие ионосферы, тогда как другие попытки её зафиксировать потерпели неудачу. Концентрация электронов вблизи поверхности по различным оценкам колеблется в диапазоне от 400 до 2500 см—3. На 2008 год параметры возможной ионосферы Ганимеда не установлены.

Дополнительное указание на существование кислородной атмосферы Ганимеда – обнаружение по спектральным данным газов, вмороженных в лёд на его поверхности. Об обнаружении полос поглощения озона (O3) было сообщено в 1996 году. В 1997 году спектральный анализ выявил линии поглощения димера (или двухатомного) кислорода. Такие линии поглощения могут возникать только если кислород находится в плотной фазе. Лучшее объяснение – что молекулярный кислород вморожен в лёд. Глубина димерных полос поглощения зависит от широты и долготы (но не от поверхностного альбедо) – они имеют склонность к уменьшению с широтой, в то время как тенденция для O₃ противоположна. Лабораторные эксперименты позволили установить, что при температуре в 100 K, характерной для поверхности Ганимеда, O₂ растворяется во льду, а не собирается в пузырьки.

Обнаружив в атмосфере Европы натрий, учёные стали искать его и в атмосфере Ганимеда. В 1997 году стало ясно, что его там нет (точнее, как минимум в 13 раз меньше, чем на Европе). Это может объясняться его нехваткой на поверхности или тем, что магнитосфера Ганимеда препятствует заряженным частицам выбивать его оттуда. Помимо прочего, в атмосфере Ганимеда замечен атомарный водород. Он наблюдался на расстоянии до 3000 км от поверхности спутника. Его концентрация у поверхности – около 1,5·104 см—3.

Магнитосфера

Взаимодействие между магнитосферой Ганимеда и юпитерианской плазмой напоминает во многих отношениях взаимодействие между солнечным ветром и земной магнитосферой. Плазма вращается совместно с Юпитером и сталкивается с магнитосферой Ганимеда на его ведомой стороне, как и солнечный ветер с земной магнитосферой. Основное отличие – скорость плазменного потока: сверхзвуковая в случае Земли и дозвуковая в случае Ганимеда. Именно потому у магнитного поля Ганимеда нет ударной волны с запаздывающей стороны.

В дополнение к магнитному моменту, у Ганимеда есть индуцированное дипольное магнитное поле. Его вызывают изменения магнитного поля Юпитера вблизи спутника. Индуцированный дипольный момент направлен к Юпитеру или от него (согласно с правилом Ленца). Индуцированное магнитное поле Ганимеда на порядок слабее собственного. Его индукция на магнитном экваторе – около 60 нТ (вдвое меньше, чем напряжённость поля Юпитера там же). Индуцированное магнитное поле Ганимеда напоминает аналогичные поля Каллисто и Европы и указывает на то, что у этого спутника тоже есть подповерхностный водный океан с высокой электропроводностью.

Поскольку Ганимед полностью дифференцирован и обладает металлическим ядром, его постоянное магнитное поле, вероятно, генерируется тем же способом, что и земное: как результат перемещений электропроводящей материи в недрах. Если магнитное поле вызвано магнитогидродинамическим эффектом, то это, вероятно, результат конвективного движения разных веществ в ядре.» 11

Итак подытожим, имеется соленый подледный океан, благодаря радиолизу происходит распад льда на кислород и водород, из за чего атмосфера состоит в основном из него, а также им наполнен лед. Кстати, здесь возможно также следующее явление – подобно тому как на Европе метериты пробивавают лед и отправляют его вместе с кислородом в жидкий океан, тем самым насыщая воду. Данный сценарий вполне возможен и на Ганимеде.

Каллисто (спутник)

Калли́сто (лат. Callisto; греч. Καλλιστώ) – второй по размеру спутник Юпитера (после Ганимеда), один из четырёх галилеевых спутников и самый удалённый среди них от планеты. 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. 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.

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. Она покрыта множеством кратеров, что указывает на большой возраст её поверхности. Там практически не заметно следов подповерхностных процессов (например, тектоническихили вулканических), и, очевидно, главную роль в формировании рельефа на спутнике играют удары метеоритов и более крупных объектов. Наиболее характерная особенность поверхности Каллисто – многокольцевые структуры («цирки»), а также большое количество ударных кратеров различной формы, некоторые из которых образуют цепочки, и связанные со всеми этими структурами откосы, гребни и отложения. Низменности спутника характеризуются сглаженным ландшафтом и более тёмным цветом, а верхние части возвышенностей покрыты ярким инеем. Относительно небольшое количество маленьких кратеров по сравнению с большими, а также заметная распространенность холмов указывают на постепенное сглаживание рельефа спутника процессами сублимации. Точный возраст геоструктур Каллисто неизвестен.

Каллисто окружена чрезвычайно разреженной атмосферой, состоящей из углекислого газа и, возможно, из молекулярного кислорода, а также относительно мощной ионосферой.

Каллисто, как предполагается, образовалась в ходе медленной аккреции из газопылевого диска, окружавшего Юпитер после его формирования. 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. По данным измерений, выполненных с борта КА «Галилео», глубина подповерхностного слоя жидкой воды превышает 100 км. Наличие океана в недрах Каллисто делает этот спутник одним из возможных мест присутствия внеземной жизни. Однако на Каллисто условия для возникновения и поддержания жизни на основе хемосинтеза менее благоприятны, чем на Европе.

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). 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.

Как и большинство регулярных спутников планет, Каллисто вращается синхронно с собственным орбитальным движением: длительность дня на Каллисто равна её орбитальному периоду и составляет 16,7 земных суток. Орбита спутника имеет небольшой эксцентриситет и наклон к экватору Юпитера, которые подвержены 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 [9]. Эти орбитальные возмущения также заставляют наклон оси вращения варьировать между 0,4° и 1,6°. Удалённость Каллисто от Юпитера привела к тому, что она никогда не подвергалась существенному приливному разогреву, и это имело важные последствия для внутренней структуры спутника и его геологической эволюции. Такое расстояние от Юпитера означает также, что поток заряженных частиц, выпадающих на поверхность Каллисто из магнитосферы Юпитера, относительно низкий – примерно в 300 раз ниже, чем на Европе. Следовательно, радиация не сыграла важной роли в формировании облика поверхности этого спутника, в отличие от других галилеевых лун. Уровень радиации на поверхности Каллисто создаёт мощность эквивалентной дозы примерно 0,01 бэр (0,1 мЗв) в сутки, т.е. практически безопасен для человека.

Физические характеристики

Состав

Средняя плотность Каллисто равна 1,83 г/см³. Это указывает на то, что она состоит из примерно равного количества водяного льда и скальных пород и дополнительных включений замёрзших газов. Массовая доля льдов составляет около 49—55%. Точный состав каменной составляющей спутника не известен, но, вероятно, он близок к составу обычных хондритов класса L/LL, у которых по сравнению с хондритами класса H более низкое полное содержание железа, меньший процент металлического железа и больший – оксидов железа. Массовое соотношение между железом и кремнием в Каллисто лежит в пределах 0,9—1,3 (для примера, на Солнце это соотношение примерно равно 1:8).

Альбедо поверхности Каллисто примерно равно 20%. Считается, что состав её поверхности примерно такой же, как состав её в целом. На её спектрах в ближней инфракрасной области видно полосы поглощения водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 микрометров. По-видимому, водяной лёд на поверхности Каллисто встречается повсеместно; его массовая доля составляет от 25 до 50%. Анализ ближних инфракрасных и ультрафиолетовых спектров в высоком разрешении, полученных КА «Галилео» и наземными инструментами, выявил значительное количество и других веществ: гидратированные (!) силикаты, содержащие магний и железо, углекислый газ, сернистый газ, а также, вероятно, аммиак и различные органические соединения. Результаты миссии указывают на наличие некоторого количества толинов на поверхности. Кроме того, спектральные данные указывают на сильную мелкомасштабную неоднородность поверхности спутника. Небольшие яркие пятна чистого водяного льда хаотично перемешаны с участками, покрытыми смесью камней и льда, и с обширными тёмными областями, покрытыми неледяными породами.

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

Внутренняя структура

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 литосфере, толщина которой по разным оценкам составляет от 80 до 150 км. Если исследования магнитных полей вокруг Юпитера и его спутников были интерпретированы верно, то под ледяной корой может находиться солёный океан глубиной 50—200 км. Было обнаружено, что Каллисто взаимодействует с магнитным полем Юпитера как хорошо проводящий шар: поле не может проникнуть в недра спутника, что указывает на наличие сплошного слоя из электропроводящей жидкости толщиной не менее 10 км. Существование океана становится более вероятным, если предположить наличие в нём небольшого количества (до 5% по массе) аммиака или иного антифриза. В таком случае глубина океана может доходить до 250—300 км. Покоящаяся над океаном литосфера может быть несколько толще – до 300 км.

Недра Каллисто, лежащие ниже литосферы и предполагаемого океана, судя по всему, не являются ни полностью однородными, ни полностью расслоёнными, а представляют собой смесь веществ с постепенным ростом доли силикатов с глубиной. На это указывает низкое значение момента инерции [h] спутника (по данным «Галилео» он равен (0,3549 ± 0,0042) ×mr2). 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. Таким образом, недра Каллисто разительно отличаются от недр Ганимеда, которые, судя по всему, дифференцированы полностью.

Детали поверхности

Древняя поверхность Каллисто – одна из самых сильно кратерированных в Солнечной системе. Плотность кратеров на поверхности спутника настолько велика, что почти каждый новый ударный кратер накладывается на старый или ложится так близко к соседнему, что его разрушает. Крупномасштабная геология Каллисто относительно проста: на спутнике нет никаких крупных гор, вулканов и подобных эндогенных тектонических структур. Ударные кратеры и многокольцевые структуры вместе со связанными разломами, уступами и отложениями – единственные крупные геоструктуры, различимые на поверхности.

Поверхность Каллисто можно разделить на следующие геологически отличные регионы: кратерированные равнины, светлые равнины, яркие и тёмные гладкие равнины, а также различные районы, связанные с ударными кратерами и частями многокольцевых геоструктур. Кратерированные равнины покрывают 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. Считается, что светлые равнины покрыты ледяными выбросами импактного происхождения. Яркие, сглаженные равнины редко встречаются на поверхности Каллисто и представлены в основном в районе впадин и борозд около Вальхаллы и Асгарда, или некоторыми участками кратерированных равнин. Первоначально считалось, что они связаны с эндогенной активностью спутника, но фотографии с высоким разрешением, сделанные КА «Галилео», демонстрируют, что яркие и гладкие равнины связаны с потрескавшейся и бугристой поверхностью и не имеют признаков тектонического или вулканического происхождения. Изображения с КА «Галилео» также позволили различить небольшие тёмные сглаженные районы площадью менее 10 000 км2, которые окружают более пересечённую местность. Возможно, они покрыты выбросами криовулканов. Так как плотность кратеров в равнинных участках ниже фоновой, эти участки должны быть относительно молодыми.

Крупнейшие геоструктуры на Каллисто – многокольцевые бассейны, которые иногда называют амфитеатрами или цирками из-за своего внешнего вида. Наиболее крупный из них – Вальхалла с ярким центральным регионом диаметром 600 км, который окружают концентрические кольца радиусом до 1800 км. Вторая по величине цирковая структура, Асгард, имеет поперечник приблизительно 1600 км. Многокольцевые структуры, вероятно, образованы разломами литосферы, лежащей на рыхлых или жидких слоях (возможно, на океане) после столкновений с крупными небесными телами. Также на поверхности Каллисто есть цепочки из ударных кратеров (иногда слившихся друг с другом). Вероятно, они возникли при столкновении с Каллисто остатков объектов, которые, подойдя чрезмерно близко к Юпитеру – ещё до своего столкновения с Каллисто, – были разрушены приливными силами. Возможно также, что цепочки образовались при пологих касательных столкновениях с постепенным разрушением падающих тел. В последнем случае их разрушение могло произойти вследствие их взаимодействия с неровностями рельефа спутника, либо быть результатом комбинации приливного действия Каллисто и центробежных сил из-за их собственного вращения.

Обычные ударные кратеры, видимые на спутнике, имеют размер от 0,1 км (этот лимит определяется разрешающей способностью камер КА) до 200 км. Небольшие кратеры, с диаметрами менее 5 км, имеют форму чаши с вогнутым или плоским дном. Кратеры размером от 5 до 40 км обычно имеют центральную горку. Более крупные кратеры (размером 25—100 км) вместо неё имеют центральную ямку, как, например, структура Тиндр. Крупнейшие кратеры (с размерами от 60 км) могут иметь в центре своего рода «купола», что является следствием тектонического подъёма после столкновения (например, Дох и Хар).

Как упоминалось выше, на поверхности Каллисто были обнаружены небольшие участки чистого водяного льда с альбедо выше 80%, окружённые более тёмной материей. Фотографии с высоким разрешением, полученные КА «Галилео», показали, что эти яркие участки преимущественно расположены на возвышенностях – на валах кратеров, уступах, гребнях и буграх..Вероятно, они покрыты тонкими отложениями водяного инея. Тёмная материя обычно находится в окружающих низменностях и выглядит относительно гладкой и ровной. Нередко она образует участки до 5 км поперечником на дне кратеров и в межкратерных понижениях. (жидкая вода?)

На масштабах менее километра рельеф Каллисто сглажен эрозией сильнее, чем рельеф остальных ледяных галилеевых лун. Концентрация небольших ударных кратеров (с диаметрами менее 1 км) там меньше, чем, например, на тёмных равнинах Ганимеда. Вместо небольших кратеров почти повсеместно видны небольшие бугры и впадины. Считается, что бугры – это остатки валов кратеров, разрушенных ещё не до конца ясными процессами. Наиболее вероятная причина этого явления – медленная сублимация льдов из-за солнечного нагрева. Сублимация воды или иных летучих соединений из «грязного льда», из которого состоят кромки кратеров, вызывает их разрушение, а неледяные составляющие кромок образуют обвалы. Такие обвалы, часто наблюдаемые и вблизи от кратеров и внутри них, в научной литературе получили название «осколочного фартука» (англ. debris apron). Иногда кратерные валы прорезаны так называемыми «оврагами» – извилистыми бороздами, которые имеют аналоги на Марсе. Если гипотеза о сублимации льдов правильна, то лежащие в низменностях тёмные участки поверхности состоят из преимущественно бедных летучими веществами пород, которые взялись из разрушенных валов, окружавших кратеры, и накрыли собой ледяную поверхность Каллисто.

Примерный возраст участков поверхности Каллисто определяется по плотности их кратерирования. Чем старее поверхность, тем плотнее она кратерирована. Абсолютных датировок деталей рельефа Каллисто нет, но согласно теоретическим оценкам, кратерированные равнины имеют возраст в основном около 4,5 миллиардов лет, что примерно соответствует возрасту Солнечной системы. Оценка возраста многокольцевых структур и различных ударных кратеров зависит от принятого значения скорости кратерирования, и оценивается различными авторами от 1 до 4 млрд лет.

Атмосфера и ионосфера

У Каллисто была обнаружена крайне разреженная атмосфера из углекислого газа. Она была зафиксирована спектрометром для картирования в ближней инфракрасной области (NIMS) на борту КА «Галилео» по линии поглощения на длине волны 4,2 микрометра. Приповерхностное давление оценивается приблизительно в 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, и это значит, что она постоянно пополняется – очевидно, благодаря сублимации замёрзшего углекислого газа, что согласуется с гипотезой о деградации валов кратеров вследствие сублимации льдов.

Ионосфера у Каллисто также была обнаружена именно во время пролёта КА Галилео; и её высокая электронная плотность (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.

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. В то же время HST обнаружил конденсированный кислород на поверхности Каллисто.

Происхождение и эволюция

Текущие представления об истории Каллисто допускают существование подповерхностного океана из жидкой воды. Это связано с аномальным поведением температуры плавления льда I, которая уменьшается с давлением, достигая температуры в 251 K при 2070 барах (207 МПа). Во всех правдоподобных моделях температура на глубине между 100 и 200 км очень близка или немного превышает это значение. Присутствие даже небольших количеств аммиака – даже около 1—2% по массе – практически гарантирует существование жидкого слоя, потому как аммиак ещё более понижает температуру плавления.» 12

Приведенное выше подводит к следующим выводам: