Просмотр кода страницы Каллисто (спутник)

{{Значения|Каллисто (значения)}}
{{Карточка планеты
 |маленькая карточка            = 
 |тип                           = спутник
 |фон                           = #a0ffa0
 |название                      = Каллисто
 |символ                        = 
 |изображение                   = Callisto.jpg
 |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>
 |изображение2                  = 
 |ширина2                       = 
 |подпись2                      = 
 |другие названия               = Юпитер&nbsp;IV
 |обозначение астероида         = 
 |категория астероида           = 
 |открытие-ref                  = 
 |первооткрыватель              = [[Галилей, Галилео|Галилео Галилей]]
 |место открытия                = 
 |дата открытия-ref             = [[7 января]] [[1610 год]]а<ref name="Galilei"/>
 |способ открытия               = 
 |орбита-ref                    = 
 |эпоха                         = 
 |перигелий                     = 
 |апсида                        = иовий
 |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}}
 |афелий                        = 
 |большая полуось               = 1&nbsp;882&nbsp;700&nbsp;км<ref name="orbit"/>
 |радиус орбиты                 = 
 |эксцентриситет                = 0,0074<ref name="orbit"/>
 |сидерический период           = 16,6890184 д<ref name="orbit"/>
 |синодический период           = 
 |орбитальная скорость          = 8,204 км/с
 |аномалия                      = 
 |наклонение                    = 0,192° (к локальной [[Плоскость Лапласа|плоскости Лапласа]])<ref name="orbit"/>
 |угловое перемещение           = 
 |долгота восходящего узла      = 
 |долгота периастра             = 
 |время периастра               = 
 |аргумент перицентра           = 
 |половинная амплитуда          = 
 |чей спутник                   = Юпитера
 |спутники                      = 
 |физические характеристики-ref = 
 |размеры                       = 
 |приплюснутость                = 
 |экваториальный радиус         = 
 |полярный радиус               = 
 |средний радиус                = 2410,3&nbsp;±&nbsp;1,5&nbsp;км (0,378 земного)<ref name="Anderson 2001"/>
 |окружность большого круга     = 
 |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}}
 |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"/>
 |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   = 1,726 км/с
 |вторая космическая скорость   = 2,440&nbsp;км/с{{Ref_label|F|f|none}}
 |скорость вращения             = [[Синхронный спутник|синхронизирован]]<ref name="Anderson 2001"/>
 |период вращения               = [[Синхронный спутник|синхронизирован]] (повёрнут к Юпитеру одной стороной)
 |наклон оси                    = нулевой<ref name="Anderson 2001"/>
 |прямое восхождение            = 
 |склонение                     = 
 |полярная небесная широта      = 
 |полярная небесная долгота     = 
 |альбедо                       = 0,22 (геометрическое)<ref name="Moore2004"/>
 |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>
 |абсолютная звёздная величина  = 
 |угловой диаметр               = 
 |температура на поверхности    = 
 |температура 1 имя             = поверхностная ([[Кельвин|K]])<ref name="Moore2004"/>
 |температура 1 минимум         = 80 K  {{!}}
 |температура 1 средняя         = 123 K  {{!}}
 |температура 1 максимум        = 165 K  {{!}}
 |температура 2 имя             = 
 |температура 2 минимум         = 
 |температура 2 средняя         = 
 |температура 2 максимум        = 
 |атмосфера-ref                 = 
 |атмосферное давление          = 7,5&nbsp;[[Бар (единица измерения)|пБар]]<ref name="Carlson 1999"/>
 |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"/>
}}
'''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.

== 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 — 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 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"/>.

== 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.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|archiveurl=https://www.webcitation.org/65CgyBaxB?url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|archivedate=2012-02-04}}</ref>.

== Исследование ==
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|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 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=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=[[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=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=[[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=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|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.

=== 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|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=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 ===
{{See also|Список деталей рельефа на Каллисто}}
[[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=[[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|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 |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|{{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=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"/>.

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=[[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|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=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|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=[[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=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=[[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"/>.

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
|номер=1
|страницы=163—177
|издательство=[[Elsevier]]
|doi=10.1016/j.icarus.2008.07.004
|accessdate=2010-03-01
|bibcode=2008Icar..198..163B
|язык=en
|тип=journal
|автор=Barr, A. C.; Canup, R. M.
|число=3
|месяц=8
|год=2008
|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
|том=127
|номер=1
|страницы=93—111
|издательство=[[Elsevier]]
|doi=10.1006/icar.1996.5669
|accessdate=2010-03-01
|bibcode=1997Icar..127...93S
|язык=en
|тип=journal
|автор=Showman, A. P.; Malhotra, R.
|месяц=3
|год=1997
|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 = [https://astronomynow.com Astronomy Now Online]
 |publisher   = Astronomy Now
 |date        = 2010-01-25
 |url         = https://astronomynow.com/news/n1001/25galilean/
 |accessdate  = 2010-03-01
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/65CgvwDDU?url=https://astronomynow.com/news/n1001/25galilean/
 |archivedate = 2012-02-04
}}</ref><ref name="LPI1158">{{Cite conference
  | first = A. C.
  | last = Barr
  | coauthors = Canup, R. M.
  | title = Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment
  | 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
  | 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]]
|том=3
|номер=March 2010
|страницы=164—167
|ссылка=https://www.nature.com/ngeo/journal/v3/n3/abs/ngeo746.html
|doi=10.1038/NGEO746
|accessdate=2010-03-01
|bibcode=2010NatGe...3..164B
|язык=en
|тип=journal
|автор=Barr, A. C.; Canup, R. M.
|число=24
|месяц=1
|год=2010
|archivedate=2017-06-22
|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|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]]}}{{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=https://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf |url-status = dead |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=https://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|publisher=[[NASA]]|year=2004|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 |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]]

== Примечания ==
;Комментарии
<div class="references-small">
<ol type="a">
<li>{{Note_label|A|a|none}} Апоапсида выводится из большой полуоси (''a'') и эксцентриситета орбиты (''e''): <math>a(1+e)</math>.
<li>{{Note_label|B|b|none}} Периапсида выводится из большой полуоси (''a'') и эксцентриситета орбиты (''e''): <math>a(1-e)</math>.
<li>{{Note_label|C|c|none}} Площадь поверхности выведена из радиуса (''r''): <math>4\pi r^2</math>.
<li>{{Note_label|D|d|none}} Объём выведен из радиуса (''r''): <math>\frac{4}{3}\pi r^3</math>.
<li>{{Note_label|E|e|none}} [[Ускорение свободного падения]] на экваторе выведено из массы (''m'') и [[Гравитационная постоянная|гравитационной постоянной]] (''G'') а также радиуса (''r''): <math>\frac{Gm}{r^2}</math>.
<li>{{Note_label|F|f|none}} Первая космическая скорость для Каллисто вычислена исходя из массы (''m''), [[Гравитационная постоянная|гравитационной постоянной]] (''G''), а также радиуса (''r''): <math>\textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}</math>.
<li>{{Note_label|G|g|none}} Ведущее полушарие — полушарие, обращённое в направлении орбитального движения; ведомое полушарие направлено в противоположную сторону.
<li>{{Note_label|H|h|none}} Однородные шарообразные тела имеют момент инерции 0,4''mr''<sup>2</sup>. Коэффициент ниже 0,4 говорит о том что плотность повышается с глубиной.
<li>{{Note_label|I|i|none}} В случае ледяных спутников палимпсесты — круглые яркие геоструктуры, вероятно, остатки древних ударных кратеров; см. Greeley, 2000<ref name="Greeley 2000"/>.
</ol>
</div>

;Источники
{{примечания|2}}

== Литература ==
* {{книга
 |автор         =[[Бурба, Георгий Александрович|Бурба Г. А.]]
 |ответственный =Отв. ред. [[Флоренский, Кирилл Павлович|К. П. Флоренский]] и Ю. И. Ефремов
 |заглавие      =Номенклатура деталей рельефа галилеевых спутников Юпитера
 |ссылка        =
 |место         =Москва
 |издательство  =Наука
 |год           =1984
 |страниц       =84
 |ref           =
}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Портал = Астрономия
}}
* {{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.nineplanets.org/callisto.html Страничка Каллисто] {{Wayback|url=http://www.nineplanets.org/callisto.html |date=20120815180550 }} на ''NinePlanets.org''{{ref-en}}
* [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}}
* {{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 }}
* [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}}
* [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}}

{{Библиоинформация}}
{{Спутники Юпитера}}
{{Спутники Солнечной системы}}
{{Юпитер}}
{{Солнечная система}}
{{Атмосферы}}

[[Категория:Каллисто|*]]
[[Категория:Астрономические объекты, открытые в 1610 году]]