Callisto (műhold)

A Callisto ( lat.  Callisto ; más görögül Καλλιστώ ) a Jupiter második legnagyobb műholdja ( Ganümédész után ), egyike a négy galileai műholdnak, és közülük a legtávolabb van a bolygótól [3] . Ez a harmadik legnagyobb hold a Naprendszerben a Ganümédész és a Titán után . Galileo Galilei fedezte fel 1610 - ben , az ókori görög mitológia karakteréről  -- Callistoról , Zeusz szeretőjéről nevezték el .

A Callisto környéki háttérsugárzás alacsony szintje és mérete miatt gyakran javasolják egy olyan állomás létesítését, amely a Jupiter-rendszer emberiség általi további feltárását szolgálja [9] . 2015-ben a műholddal kapcsolatos ismeretek nagy részét a Galileo -készülék szerezte meg ; más AMS  - Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Cassini és New Horizons - tanulmányozta a műholdat a repülés közben más objektumok felé.

Alapvető információk

A Callisto egy szinkron műhold : a tengelye körüli forgási periódusa megegyezik a keringési periódusával, tehát mindig az egyik oldalon néz a Jupiterrel ( apály befogásban van ). Mivel a Callisto nincs nagyfrekvenciás keringési rezonanciában más nagy műholdakkal, az Io , Europa és Ganymede felől érkező zavarok nem növelik pályája excentricitását , és nem vezetnek árapály-melegedéshez a központi bolygóval való kölcsönhatás miatt [10] .

A Callisto a harmadik legnagyobb hold a Naprendszerben , és a Jupiter műholdrendszerében, a Ganymedes után a második legnagyobb hold . A Callisto átmérője a Merkúr átmérőjének körülbelül 99%-a , tömege pedig csak egyharmada a bolygó tömegének. A Callisto átlagos sűrűsége körülbelül 1,83 g/cm 3 , és nagyjából egyenlő mennyiségű kőből és jégből áll. A spektroszkópia vízjeget , szén-dioxidot , szilikátokat és szerves anyagokat tárt fel a Callisto felszínén .

Callistóra kevésbé van hatással a Jupiter magnetoszférája, mint a közelebbi műholdakra, mert elég távol van tőle [11] . Sok kráter borítja , ami felszínének nagy korát jelzi. Gyakorlatilag nincs nyoma felszín alatti folyamatoknak (például tektonikus vagy vulkáni ), és nyilvánvalóan a meteoritok és nagyobb objektumok becsapódása játssza a főszerepet a műhold domborzatának kialakulásában [12] . A Callisto felszínének legjellemzőbb jellemzője a többgyűrűs szerkezetek (" cirkuszok "), valamint a nagyszámú , különböző formájú becsapódási kráter , amelyek közül néhány láncot alkot , és mindezekhez a struktúrákhoz kapcsolódó lejtőket, gerinceket és lerakódásokat. [12] . A műhold síkvidékét simított táj és sötétebb szín jellemzi, míg a felföld felső részeit élénk dér borítja [5] . A kis kráterek viszonylag kis száma a nagyokhoz képest, valamint a dombok észrevehető elterjedése a műhold domborzatának fokozatos simítását jelzi a szublimációs folyamatok révén [13] . A Callisto geostruktúráinak pontos kora nem ismert.

A Callistót rendkívül ritka atmoszféra veszi körül, amely szén-dioxidból [7] és valószínűleg molekuláris oxigénből [8] , valamint egy viszonylag erős ionoszférából [14] áll .

Feltételezik, hogy a Callisto a Jupitert körülvevő gáz- és porkorong lassú felszaporodásával jött létre [15] . A műhold alacsony tömegnövekedési üteme és a gyenge árapály-melegedés miatt a belsejében a hőmérséklet nem volt elegendő a megkülönböztetéshez. Ám nem sokkal a Callisto kialakulásának kezdete után lassú konvekció indult meg benne, ami részleges differenciálódáshoz vezetett - 100-150 km mélységben egy felszín alatti óceán és egy kis szilikátmag kialakulása [16] . A Galileo űrszonda fedélzetén végzett mérések szerint a folyékony víz felszín alatti rétegének mélysége meghaladja a 100 km -t [17] [18] . Az óceán jelenléte a Callisto bélrendszerében teszi ezt a műholdat a földönkívüli élet jelenlétének egyik lehetséges helyévé . A kemoszintézisen alapuló élet kialakulásának és fennmaradásának feltételei azonban kevésbé kedvezőek a Callisto-n, mint az Europán [19] .

Felfedezés és névadás

A Callistot Galileo Galilei fedezte fel 1610 januárjában a Jupiter három másik nagy műholdjával ( Io , Europa és Ganymedes ) [2] együtt , és a többi galileai műholdhoz hasonlóan az ókori görög isten, Zeusz egyik kedvesének tiszteletére kapta a nevét. . Callisto nimfa volt (más források szerint Lycaon lánya), közel állt Artemisz vadászat istennőjéhez [20] . A műhold nevét Simon Marius javasolta nem sokkal a felfedezés után [21] . Marius ezt a javaslatot Johannes Keplernek tulajdonította [20] . A galileai műholdak modern elnevezései azonban csak a 20. század közepén találtak széles körben használatossá. A legtöbb korai csillagászati ​​irodalomban Callistót Jupiter IV-ként (a Galilei által javasolt rendszer szerint) vagy "a Jupiter negyedik műholdjaként" [22] emlegetik . A műhold nevéből származó melléknév „kallistoni” lesz[ pontosítás ] [23] .

Kutatás

A Pioneer-10 és Pioneer-11 AMS által az 1970-es években a Jupiter melletti repülés csak kis mértékben bővítette a Callisto felszínének és belső szerkezetének megértését ahhoz képest, amit a földi megfigyeléseknek köszönhetően tudtak róla [5] . Valódi áttörést jelentett a műhold tanulmányozása a Voyager 1 és 2 űrrepülőgépek Jupiter melletti elrepülése során 1979-1980 között. A műhold felszínének több mint felét 1-2 km -es felbontással fényképezték le, és lehetővé tették, hogy pontos adatokat kapjanak a felszín tömegéről, alakjáról és hőmérsékletéről [5] . A kutatás új korszaka 1994-től 2003-ig tartott, amikor is a Galileo űrszonda nyolc közeli elrepülést hajtott végre a Callisto mellett, és a C30 utolsó elrepülése során 2001-ben 138 km -re haladt el a műhold felszínétől. A Galileo globális fényképet készített a műhold felszínéről, és egyes régiókról számos, akár 15 méteres felbontású fényképet is készített [12] . 2000-ben a Cassini űrszonda, miközben a Szaturnusz rendszerbe repült , nagy felbontású infravörös spektrumokat kapott a Callistoról [24] . 2007 februárjában-márciusában a Plútó felé tartó New Horizons űrszonda új képeket és spektrumokat kapott a Callistoról [25] .

Jövőbeli űrhajóprojektek

A 2020-ban indulásra javasolt Europa Jupiter System Mission (EJSM) a NASA és az ESA közös projektje a Jupiter holdjainak és magnetoszférájának feltárására. 2009 februárjában az ESA és a NASA megerősítette, hogy a küldetés nagyobb prioritást kapott, mint a Titan Saturn System Mission [26] . Mivel azonban az ESA egyidejűleg más programokat is támogat, az ehhez a programhoz való európai hozzájárulás pénzügyi nehézségekkel küzd [27] . Az EJSM állítólag 4 járműből áll majd: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) és esetleg Jupiter Magnetospheric Orbiter ( JAXA ), valamint Jupiter Europa Lander ( FKA ).

Keringés és forgás

A Callisto a négy galileai hold közül a legkülső. Keringési pályája 1 882 000 km távolságra fekszik a Jupitertől, ami körülbelül 26,3 sugara (71 492 km) [3] . Ez lényegesen nagyobb, mint az előző galileai műhold, a Ganymedes keringési sugara, amely 1 070 000 km . Viszonylag távoli pályája miatt a Callisto nincs és valószínűleg soha nem is volt keringési rezonanciában a másik három galileai holddal [10] .

A bolygók legtöbb szokásos műholdjához hasonlóan a Callisto is szinkronban forog saját keringési mozgásával [4] : ​​a Callisto napjának hossza megegyezik keringési periódusával, és 16,7 földi nap. A műhold pályája enyhe excentricitást és dőlést mutat a Jupiter egyenlítőjéhez képest, amelyek kvázi-periodikus változásnak vannak kitéve a Nap és a bolygók által évszázadok óta tartó gravitációs zavarok következtében. A változások tartománya 0,0072-0,0076 , illetve 0,20-0,60° [10] . Ezek az orbitális perturbációk a forgástengely dőlését is 0,4° és 1,6° között változtatják [28] . A Callisto Jupitertől való távolsága azt jelentette, hogy soha nem tapasztalt jelentős árapály-melegedést, és ez jelentős hatással volt a műhold belső szerkezetére és geológiai fejlődésére [29] . Ez a Jupitertől való távolság azt is jelenti, hogy a Callisto felszínére a Jupiter magnetoszférájából eső töltött részecskék fluxusa viszonylag alacsony – körülbelül 300-szor alacsonyabb, mint az Európán . Következésképpen a sugárzás nem játszott fontos szerepet ennek a műholdnak a felszínének kialakításában, ellentétben más galileai holdokkal [11] . A Callisto felszínén a sugárzás szintje megközelítőleg 0,01  rem (0,1 mSv ) egyenértékű dózisteljesítményt hoz létre naponta, vagyis gyakorlatilag biztonságos az ember számára [30] .

Fizikai jellemzők

Összetétel

A Callisto átlagos sűrűsége 1,83 g/cm 3 [4] . Ez azt jelzi, hogy megközelítőleg azonos mennyiségű vízjégből és kőzetből, valamint fagyott gázok további zárványaiból áll [17] . A jég tömeghányada körülbelül 49-55% [16] [17] . A műhold köves komponensének pontos összetétele nem ismert, de valószínűleg közel áll a közönséges L/LL osztályú kondritokéhoz, amelyekben alacsonyabb az összes vastartalom, alacsonyabb a fémvas és magasabb a vas-oxidok százaléka. H osztályú kondritokhoz. A vas és a szilícium tömegaránya a Callisto-ban 0,9-1,3 tartományba esik (például a Napon ez az arány körülbelül 1:8) [17] .

A Callisto felszíni albedója megközelítőleg 20% ​​[5] . Úgy gondolják, hogy felületének összetétele megközelítőleg megegyezik a teljes összetételével. A közeli infravörös tartományban spektrumai a vízjég abszorpciós sávjait mutatják 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 és 3,0 mikrométeres hullámhosszon [5] . Úgy tűnik, vízjég a Callisto felszínén mindenhol megtalálható; tömeghányada 25-50% [18] . A Galileo űrszonda és földi műszerek által nyert nagyfelbontású közeli infravörös és ultraibolya spektrumok elemzése jelentős mennyiségű egyéb anyagot tárt fel: magnéziumot és vasat tartalmazó hidratált szilikátokat [5] , szén-dioxidot [24] , kén-dioxidot [32] , és valószínűleg ammónia és különféle szerves vegyületek is [5] [18] . A küldetés eredménye néhány tholin jelenlétét jelzi a felszínen [33] . Ezenkívül a spektrális adatok a műhold felszínének erős, kis léptékű inhomogenitását jelzik. A tiszta vízjég kis, világos foltjai kaotikusan keverednek a kőzetek és jég keverékével borított területekkel, valamint a nem-glaciális kőzetekkel borított nagy, sötét területekkel [5] [12] .

A Callisto felülete aszimmetrikus: a vezető félteke [g] sötétebb, mint a mögötte lévő. A többi galilei műhold esetében a helyzet fordított [5] . A hátsó félteke [g] szén-dioxidban gazdagnak tűnik, míg a vezető féltekén több a kén-dioxid [34] . Sok viszonylag fiatal becsapódási kráter (például az Adlinda-kráter ) szintén szén-dioxidban gazdag [34] . Általánosságban elmondható, hogy a Callisto felszínének kémiai összetétele, különösen annak sötét vidékein, nagy valószínűséggel közel áll a D-osztályú aszteroidákéhoz [12] , amelyek felszíne széntartalmú anyagból áll.

Belső szerkezet

A Callisto erősen kráterekkel borított felszíni rétege egy hideg és kemény jeges litoszférán nyugszik , amelynek vastagsága különböző becslések szerint 80-150 km [16] [17] . Ha a Jupiter és műholdjai körüli mágneses mezők vizsgálatait helyesen értelmezték, akkor a jégkéreg alatt 50-200 km mélyen sós óceán lehet [16] [17] [35] [36] . Megállapítást nyert, hogy a Callisto jól vezető golyóként lép kölcsönhatásba a Jupiter mágneses terével: a mező nem tud behatolni a műhold belsejébe, ami legalább 10 km vastag, összefüggő, elektromosan vezető folyadékréteg jelenlétét jelzi [36] . Az óceán létezése valószínűbbé válik, ha feltételezzük, hogy kis mennyiségű (legfeljebb 5 tömegszázalék) ammónia vagy más fagyálló van benne [16] . Ebben az esetben az óceán mélysége elérheti a 250-300 km-t is [17] . Az óceán felett nyugvó litoszféra valamivel vastagabb lehet - akár 300 km is lehet.

A litoszféra és a tervezett óceán alatt fekvő Callisto altalaj nem tűnik teljesen homogénnek és nem is teljesen rétegzettnek, hanem olyan anyagok keveréke, amelyekben a szilikátok aránya a mélységgel fokozatosan növekszik. Ezt jelzi a műhold tehetetlenségi nyomatékának [h] alacsony értéke ( Galileo [4] szerint ez (0,3549 ± 0,0042) × mr 2 ) [17] [37] . Más szóval, Callisto csak részben különbözik egymástól . A sűrűség és a tehetetlenségi nyomaték értékei összhangban vannak egy kis szilikát mag jelenlétével a műhold közepén. Mindenesetre egy ilyen mag sugara nem haladhatja meg a 600 km-t, sűrűsége pedig 3,1-3,6 g/cm 3 [4] [17] . Így Callisto belei feltűnően különböznek Ganümédész bélrendszerétől , amelyek látszólag teljesen elkülönülnek [18] [38] .

Felület részletei

A Callisto ősi felszíne az egyik legerősebben kráterezett a Naprendszerben [39] . A műhold felszínén lévő kráterek sűrűsége olyan nagy, hogy szinte minden új becsapódási kráter átfedi a régit, vagy olyan közel fekszik egy szomszédos kráterhez, hogy elpusztítja azt. A Callisto nagyszabású geológiája viszonylag egyszerű: a Holdon nincsenek nagy hegyek, vulkánok vagy hasonló endogén tektonikus szerkezetek [40] . Az ütközési kráterek és a többgyűrűs szerkezetek, valamint a hozzájuk kapcsolódó törések, hengerek és lerakódások az egyetlen jelentősebb geostruktúrák, amelyek a felszínen láthatók [12] [40] .

A Callisto felszíne a következő geológiailag elkülönülő régiókra osztható: kráteres síkságok, világos síkságok, világos és sötét sima síkságok, valamint különféle becsapódási kráterekhez és többgyűrűs geostruktúrák részeihez kapcsolódó területek. [12] [40] Kráteres síkságok borítják a Hold felszínének nagy részét, és ezek a legősibb részei. Jég és sziklák keveréke borítja őket. A világos síkságok nem olyan gyakoriak. Ezek közé tartoznak az olyan fényes becsapódási kráterek, mint a Bur és Lofn , valamint régebbi és nagyobb kráterek nyomai, amelyek palimpszesztekként ismertek , [i] többgyűrűs geostruktúrák központi régiói és elszigetelt területek kráteres síkságokon [12] . Úgy tartják, hogy a világos síkságokat becsapódási eredetű jeges kilökődés borítja. Világos, lapos síkságok ritkán fordulnak elő a Callisto felszínén, és főként a mélyedések és barázdák vidékén találhatók Valhalla és Asgard közelében , vagy a kráteres síkságok egyes területein. Eredetileg endogén műholdtevékenységgel kapcsolatosnak vélték, a Galileo által készített nagy felbontású fényképek azt mutatják, hogy a világos és sima síkságok repedezett és göröngyös felületekhez kapcsolódnak, és nem mutatják tektonikus vagy vulkáni eredetű jeleket. [12] A Galileo-képek kis, sötét, 10 000 km 2 -nél kisebb, lapos területeket is feltártak, amelyek körülveszik a zordabb terepet. Talán kriovulkánokból származó kilökődés borítja őket [12] . Mivel a sík területeken a kráterek sűrűsége a háttér alatt van, ezeknek a területeknek viszonylag fiatalnak kell lenniük [12] [41] .

A Callisto legnagyobb geostruktúrái a többgyűrűs medencék , amelyeket megjelenésük miatt néha amfiteátrumnak vagy cirkusznak is neveznek. [12] [40] Közülük a legnagyobb a Valhalla , amelynek fényes középső régiója 600 km átmérőjű, koncentrikus gyűrűkkel körülvéve 1800 km sugarú körig [42] . A második legnagyobb cirkusz építmény, az Asgard körülbelül 1600 km átmérőjű [42] . A többgyűrűs struktúrák valószínűleg a laza vagy folyékony rétegeken (esetleg az óceánon) fekvő litoszféra töréseiből jönnek létre nagy égitestekkel való ütközések után [23] . A Callisto felszínén becsapódási kráterek láncai is találhatók (néha összeolvadtak egymással). Valószínűleg az olyan objektumok maradványainak Callisto-val való ütközéséből keletkeztek, amelyek túlságosan közel kerültek a Jupiterhez - még a Callistóval való ütközésük előtt - az árapály-erők megsemmisítették. Az is lehetséges, hogy a láncok finom érintőleges ütközések során keletkeztek a lezuhanó testek fokozatos megsemmisítésével. [12] [43] Ez utóbbi esetben pusztulását a műhold domborzatának egyenetlenségeivel való kölcsönhatásuk, vagy a Callisto árapály-hatása és a saját forgásukból adódó centrifugális erők kombinációja eredményezheti (ld. Kisbolygó-műholdak is ) .

A műholdon látható közönséges becsapódási kráterek mérete 0,1 km-től (ezt a határt az űrrepülőgépek kameráinak felbontása határozza meg) és 200 km-ig terjed [12] . A kisebb, 5 km-nél kisebb átmérőjű kráterek tál alakúak, homorú vagy lapos aljúak. Az 5 és 40 km közötti méretű krátereknél általában van egy központi halom. A nagyobb kráterek (25-100 km méretű) helyett központi gödör található, például a Tyndrus szerkezet [12] . A legnagyobb kráterek (60 km-es méretekkel) egyfajta "kupolával" rendelkezhetnek a közepén, ami az ütközés utáni tektonikus emelkedés következménye (például Doh és Khar ). [12]

Mint fentebb említettük, a Callisto felszínén kis területeket találtak tiszta vízjégből, 80% feletti albedóval , sötétebb anyaggal körülvéve. [5] A Galileo űrszonda által készített nagy felbontású fényképek azt mutatták, hogy ezek a világos területek túlnyomórészt magasabban helyezkednek el – krátergerinceken, párkányokon, gerinceken és dombokon. [5] Valószínűleg vékony vízi fagyréteg borítja őket. A sötét anyag általában a környező alföldeken található, és viszonylag sima és egyenletesnek tűnik. Gyakran legfeljebb 5 km átmérőjű területeket képez a kráterek alján és a kráterek közötti mélyedésekben. [5]

Egy kilométernél kisebb léptékeken a Callisto domborművét jobban kisimítja az erózió , mint a többi jeges galilei hold domborművét [5] . Kisebb (1 km-nél kisebb átmérőjű) becsapódási kráterek koncentrációja kisebb, mint például a Ganümédesz sötét síkságain [12] . Kis kráterek helyett szinte mindenhol kis dombok, mélyedések látszanak [5] . Úgy gondolják, hogy a dombok olyan krátergerincek maradványai, amelyeket még nem teljesen tisztázott folyamatok pusztítottak el [13] . A jelenség legvalószínűbb oka a jég lassú szublimációja a napsugárzás hatására (a nappali oldalon a hőmérséklet eléri a 165  K -t ) [5] . A kráterek széleit alkotó "piszkos jég" víznek vagy más illékony vegyületnek a szublimációja a kráterek pusztulását okozza, és a szélek nem jégkomponensei összeomlást képeznek [13] . Az ilyen, gyakran a kráterek közelében és belsejében is megfigyelhető összeomlásokat a tudományos irodalom „ törmelékköténynek ” nevezi  [5] [12] [13] . Néha a kráter falait úgynevezett "szurdokok" - kanyargós barázdák - vágják, amelyek analógjai a Marson [5] . Ha a jégszublimáció hipotézise helyes, akkor a síkvidéki felszín sötét területei túlnyomórészt illékony anyagokban szegény kőzetekből állnak, amelyeket a krátereket körülvevő, megsemmisült aknákból vettek ki, és borították a Callisto jeges felszínét.

A Callisto felszínén lévő területek hozzávetőleges korát kráteresedésük sűrűsége határozza meg. Minél idősebb a felszín, annál sűrűbb a kráterezés [44] . A Callisto felszínformáinak abszolút kormeghatározása nincs, de az elméleti becslések szerint a kráteres síkságok többnyire körülbelül 4,5  milliárd évesek, ami megközelítőleg a Naprendszer korának felel meg. A többgyűrűs szerkezetek és a különböző becsapódási kráterek korának becslése a kráterképződési ráta elfogadott értékétől függ, és különböző szerzők 1-4  Ga -ra becsülik . [12] [39]

Légkör és ionoszféra

Megállapították, hogy a Callisto rendkívül ritka szén-dioxid-atmoszférát tartalmaz. [7] A Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) a Galileo űrszonda fedélzetén rögzítette abszorpciós vonalként 4,2  mikrométeres hullámhosszon . A felületi nyomást körülbelül 7,5 ⋅10 -12 bar (0,75 µPa ), a részecskekoncentrációt pedig 4⋅10 8  részecske/cm 3 -re becsülik . Utánpótlás nélkül egy ilyen atmoszféra 4 nap alatt elveszne (lásd: Bolygói atmoszférák disszipációja ), ami azt jelenti, hogy folyamatosan újratöltődik - nyilván a fagyott szén-dioxid szublimációja miatt, [7] ami összhangban van a légkör lebomlásának hipotézisével. a kráterfalak a jég szublimációja miatt.

A Callisto melletti ionoszférát is pontosan a Galileo űrszonda elrepülése során fedezték fel ; [14] és nagy elektronsűrűsége (7-17⋅10 4  cm – 3 ) nem magyarázható önmagában a légköri szén-dioxid fotoionizációjával. Ez az alapja annak a feltételezésnek, hogy a Callisto légköre valójában főleg molekuláris oxigénből áll , és tömeghányada 10-100-szor nagyobb, mint a szén-dioxidé [8] .

A Callisto légkörében lévő oxigén közvetlen megfigyelése azonban még nem áll rendelkezésre (2012-től). A Hubble (HST) megfigyelései lehetővé tették koncentrációjának felső határának megállapítását, amely összhangban van a Galileo műhold ionoszférán lévő adataival [45] . Ugyanakkor a HST kondenzált oxigént mutatott ki a Callisto felszínén [46] .

Eredet és fejlődés

A Callisto gyenge differenciálódása , amelyet a tehetetlenségi nyomaték mérései jeleznek , azt jelenti, hogy a műholdat soha nem hevítették fel olyan hőmérsékletre, amely elegendő ahhoz, hogy megolvadjon a jég nagy részét alkotó jég [16] . Ezért a legvalószínűbb, hogy a műhold a kialakulása során a Jupitert körülvevő ritka gáz- és porköd külső rétegeinek lassú akkréciója során jött létre [15] . Az ütközések, a radioaktív bomlás és a műhold összenyomódása során keletkező hőt, meglehetősen lassú anyagfelszívódás mellett, sikeresen eltávolították az űrbe, ami megakadályozta a jég olvadását és a különböző sűrűségű anyagok gyors szétválását [15] . A műhold feltehetően 0,1-10 millió év alatt keletkezett [15] .

A Callisto akkréció utáni további evolúcióját a radioaktív melegítés, a felület sugárzási átvitel útján történő lehűtése , valamint a mélyében lévő szilárd vagy félszilárd anyag konvekciója határozta meg [29] . Mivel a jég viszkozitásának hőmérsékletfüggősége miatt a belső rétegek keveredését csak az olvadáspontjához közeli hőmérsékleten szabad elkezdeni , a félszilárd konvekció az egyik fő probléma az összes jeges műhold belsejének modellezésében, köztük Callisto. [47] Ez a folyamat rendkívül lassú, ≈1 cm /év jégmozgási sebességgel  , de ennek ellenére hatékony hűtési mechanizmus hosszú ideig. [47] Fokozatosan a folyamat az úgynevezett "zárt fedeles üzemmódba" kerül, amikor a műhold merev és hideg külső rétege konvekció nélkül vezeti a hőt, míg az alatta lévő jég félszilárd konvekciós állapotban van. [16] [47] A Callisto esetében a külső vezetőszint egy körülbelül 100 km vastag kemény és hideg litoszféra, amely hatékonyan akadályozza meg a tektonikus tevékenység külső megnyilvánulásait a műholdon. [47] [48] A Callisto beleiben a konvekció többszintű lehet a vízjég különböző kristályfázisai miatt különböző mélységekben: a felszínen minimális hőmérsékleten és nyomáson I. fázisú , míg a középső régiókban kell. fázisban legyen a VII . [29] A félig szilárd konvekció korai megindulása a Callisto belsejében megakadályozhatta a nagymértékű jégolvadást és az azt követő differenciálódást , amely egyébként sziklás magot és jeges köpenyt képezett volna. De Callisto beleinek nagyon lassú differenciálódása évmilliárdok óta tart, és talán a mai napig tart. [48]

A Callisto történetével kapcsolatos jelenlegi elképzelések lehetővé teszik a folyékony víz felszín alatti óceánjának létezését. Ennek oka az I. jég olvadási hőmérsékletének anomális viselkedése, amely a nyomással csökken, és 2070 bar (207 MPa ) nyomáson eléri a 251 K hőmérsékletet  [16] . Minden elfogadható modellben a 100 és 200 km közötti hőmérséklet nagyon közel van ehhez az értékhez, vagy valamivel meghaladja ezt az értéket [29] [47] [48] . Már kis mennyiségű ammónia jelenléte  - akár 1-2 tömegszázalékban is - gyakorlatilag garantálja a folyékony réteg meglétét, mert az ammónia tovább csökkenti az olvadáspontot [16] .

Bár Kallistó – legalábbis térfogatában és tömegében – Ganümédészre hasonlít , sokkal egyszerűbb geológiai története volt. A Callisto felszíne főleg ütközések és egyéb külső erők hatására alakult ki [12] . Ellentétben a szomszédos, barázdált felületű Ganymedesszel, kevés bizonyítékot mutat tektonikus aktivitásra [18] . Ezeket a különbségeket Callisto és Ganymedes között a kialakulás eltérő körülményei [49] , a Ganymedes erősebb árapály-melegedése [50] vagy a késői erős bombázás [51] [52] [53] nagyobb hatása magyarázza . A Callisto viszonylag egyszerű geológiai története kiindulópontként szolgál a bolygókutatók számára, amikor összetettebb és aktívabb objektumokhoz hasonlítják. [tizennyolc]

Az élet lehetősége az óceánban

Akárcsak az Európánál és a Ganymedesnél , a földönkívüli mikrobiális élet lehetőségének ötlete a Callisto felszín alatti óceánjában népszerű. [19] Az életkörülmények azonban a Callisto-n valamivel rosszabbak, mint az Európán vagy a Ganymedesen. A fő okok a következők: elégtelen érintkezés a kőzetekkel és alacsony hőáramlás a műhold belsejéből. [19] Torrance Johnson tudós a következőt mondta a Callisto és a többi galilei hold életkörülményeinek különbségéről: [54]

Az élet kialakulásához fontos fő összetevők - az úgynevezett "prebiotikus kémia" - a Naprendszer számos objektumában megtalálhatók, például üstökösökben, aszteroidákban és jeges műholdakban . A biológusok egyetértenek abban, hogy az energiaforrás és a folyékony víz az élet előfeltétele, ezért érdekes lenne a Földön kívül folyékony halmazállapotú vizet találni. De fontos az erős energiaforrás jelenléte is, és jelenleg a Callisto óceánja csak a radioaktív bomlás miatt melegszik fel, míg az Európa-óceánt a Jupiter közelsége miatt az árapály is felmelegíti.

Ezek és más megfontolások alapján úgy gondolják, hogy a galileai holdak közül az Európának van a legnagyobb esélye az élet fenntartására, legalábbis mikrobiálisan. [19] [55]

Gyarmatosítási lehetőség

Az 1980-as évek óta Callistót a Jupiter sugárzási övezetén kívüli elhelyezkedése miatt az emberes űrrepülés vonzó célpontjának tekintik, miután hasonló Mars-küldetést hajtottak végre [57] . 2003-ban a NASA konceptuális tanulmányt végzett Human Outer Planets Exploration (HOPE - Rus. Hope ) néven, amely a külső Naprendszer emberi kutatásának jövőjét vizsgálta . Az egyik részletesen megvizsgált célpont Callisto [9] [58] volt .

Javasolták a jövőben, hogy a műholdra építsenek egy állomást a környező jégből üzemanyag feldolgozására és előállítására a Naprendszer távolabbi régióinak felfedezésére induló űrhajók számára, emellett a jégből víz kinyerhető is [56] ] . Egy ilyen állomás Callisto-n történő létesítésének egyik előnye az alacsony sugárzási szint (a Jupitertől való távolság miatt) és a geológiai stabilitás. A műhold felszínéről távolról, szinte valós időben lehetne felfedezni Európát , valamint egy közbenső állomást lehetne létrehozni a Callisto-n a Jupiter felé tartó űrhajók kiszolgálására, hogy gravitációs manővert hajtsanak végre a külső régiókba való repülés érdekében. a naprendszer [9] . A tanulmány az EJSM programot az emberes repülés előfeltételének nevezi. Úgy gondolják, hogy egy-három bolygóközi hajó megy a Callistóhoz, amelyek közül az egyik a legénységet szállítja, a többi pedig egy földi bázist, egy vízkitermelési eszközt és egy reaktort az energia előállítására. A műhold felszínén való tartózkodás becsült időtartama: 32-123 nap; maga a repülés várhatóan 2 és 5 évig tart.

A fent említett 2003-as NASA-jelentés azt sugallta, hogy a 2040-es évekre már lehetséges lenne egy emberes küldetés Callistoba, és megemlítette azokat a technológiákat is, amelyeket az említett időpont előtt ki kell fejleszteni és tesztelni kell, valószínűleg a Holdra és Marsra irányuló emberes küldetések előtt és alatt [59] [60]. .

Lásd még

• A Jupiter holdjai
• Valhalla

Jegyzetek

1. ^   Az apoapszisra a félnagytengelyből (a) és az orbitális excentricitásból (e) következtetünk:.
2. ^   A periapszis a félnagytengelyből (a) és az orbitális excentricitásból (e) származik:.
3. ^ Az ( r)  sugárból származtatott felület.
4. ^   A sugárból származtatott térfogat (r):.
5. ^  A gravitációs gyorsulásaz egyenlítőn a tömegből (m) ésgravitációs állandóból(G) és a sugárból (r) adódik:.
6. ^   Callisto első menekülési sebessége tömegből (m),gravitációs állandóból(G) és sugárból (r):.
7. ^   Vezető félteke - az orbitális mozgás irányába néző félteke; a hajtott félgömb az ellenkező irányba irányul.
8. ^   A homogén gömbtestek tehetetlenségi nyomatéka 0,4mr2. A 0,4 alatti együttható azt jelzi, hogy a sűrűség a mélységgel nő.
9. ^   A jeges műholdak esetében a palimpszesztek kerek, fényes geostruktúrák, valószínűleg ősi becsapódási kráterek maradványai; lásd Greeley, 2000[12].

1. ↑ Burba G. A. A Jupiter galileai holdjainak domborművének részleteinek nómenklatúrája / Szerk. K. P. Florensky, Yu. I. Efremov; Szovjetunió Tudományos Akadémia, Geokémiai és Analitikai Kémiai Intézet. — M .: Nauka , 1984. — S. 79.
2. ↑ 1 2 Galilei, G.; Sidereus Nuncius (elérhetetlen link) . Az eredetiből archiválva : 2001. február 23.  (határozatlan) (1610. március 13.)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bolygóműhold átlagos pályaparaméterei . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Archiválva az eredetiből 2011. augusztus 22-én. (határozatlan)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Anderson, JD; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. A Callisto alakja, középsugára, gravitációs tere és belső szerkezete  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153. sz . 1 . - 157-161 . o . - doi : 10.1006/icar.2001.6664 . - .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Moore, Jeffrey M. (2004), Callisto , Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, WB, Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge University Press , < http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf > . Archivált : 2009. március 27. a Wayback Machine -nél 
6. ↑ A Naprendszer klasszikus műholdai . ARVAL Obszervatórium. Hozzáférés dátuma: 2007. július 13. Az eredetiből archiválva : 2012. február 4. (határozatlan)
7. ↑ 1 2 3 4 5 Carlson, RW; et al. Tenuous Carbon-dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto  (angol)  // Science : Journal. - 1999. - 1. évf. 283. sz . 5403 . - P. 820-821 . - doi : 10.1126/tudomány.283.5403.820 . - . — PMID 9933159 .
8. ↑ 1 2 3 Liang, MC; Lane, BF; Pappalardo, R. T.; et al. Callisto atmoszférája  // Journal of Geophysics Research. - 2005. - T. 110 , E2 sz . — S. E02003 . - doi : 10.1029/2004JE002322 . - . Az eredetiből archiválva: 2011. december 12. Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2011. augusztus 25. Az eredetiből archiválva : 2009. február 25.. (határozatlan) 
9. ↑ 1 2 3 Trautman, Pat; Bethke, Kristen. Forradalmi koncepciók az emberi külső bolygó-kutatáshoz (HOPE) (PDF)  (nem elérhető link) . NASA (2003). Archiválva az eredetiből 2012. február 4-én. (határozatlan)
10. ↑ 1 2 3 Musotto, Susanna; Váradi Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 159. sz . 2 . - P. 500-504 . - doi : 10.1006/icar.2002.6939 . - .
11. ↑ 1 2 Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. A jeges galileai műholdak energetikai ion- és elektronbesugárzása  (angol)  // Icarus  : folyóirat. - Elsevier , 2001. - Vol. 139. sz . 1 . - 133-159 . o . - doi : 10.1006/icar.2000.6498 . - . Az eredetiből archiválva : 2009. február 25. Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2011. augusztus 23. Az eredetiből archiválva : 2009. február 25.. (határozatlan) 
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Greeley, R.; Klemaszewski, JE; Wagner, L.; et al. Galilei nézetei Callisto geológiájáról  // Bolygó- és űrtudomány  . - Elsevier , 2000. - Vol. 48 , sz. 9 . - P. 829-853 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7 . - Iránykód .
13. ↑ 1 2 3 4 Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Eric; Morrison, David; et al. Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 1999. - Vol. 140 , sz. 2 . - P. 294-312 . - doi : 10.1006/icar.1999.6132 . - .
14. ↑ 1 2 Kliore, AJ; Anabtawi, A; Herrera, R. G.; et al. Ionosphere of Callisto from Galileo radio okkultációs megfigyelések  (angol)  // Journal of Geophysics Research : folyóirat. - 2002. - 20. évf. 107 , sz. A11 . - 1407. o . - doi : 10.1029/2002JA009365 . - .
15. ↑ 1 2 3 4 Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 124. sz . 6 . - P. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - Iránykód .
16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Spohn, T.; Schubert, G. Óceánok a Jupiter jeges galileai műholdain?  (angol)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 161. sz . 2 . - P. 456-467 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . - . Archiválva az eredetiből 2008. február 27-én. Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2011. augusztus 24. Az eredetiből archiválva : 2008. február 27.. (határozatlan) 
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Kuskov, OL; Kronrod, V. A. Europa és Callisto belső szerkezete  (angol)  // Icarus . — Elsevier , 2005. — 20. évf. 177. sz . 2 . - P. 550-369 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 . - .
18. ↑ 1 2 3 4 5 6 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. A galileai műholdak   // Tudomány . - 1999. - 1. évf. 286. sz . 5437 . - 77-84 . o . - doi : 10.1126/tudomány.286.5437.77 . — PMID 10506564 .
19. ↑ 1 2 3 4 Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. A Jupiter jeges holdjainak asztrobiológiája  // Proc. SPIE. - 2004. - T. 5555 . - S. 10 . - doi : 10.1117/12.560356 . Az eredetiből archiválva: 2008. augusztus 20. Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2011. augusztus 26. Az eredetiből archiválva : 2008. augusztus 20.. (határozatlan) 
20. ↑ A Jupiter 12 műholdja . A Galileo projekt. Hozzáférés dátuma: 2007. július 31. Az eredetiből archiválva : 2012. február 4. (határozatlan)
21. ↑ Simone Mario Guntzenhusano . Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — 1614.
22. ↑ Barnard, EE A Jupiterhez vezető ötödik műhold felfedezése és megfigyelése  //  The Astronomical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1892. - Vol. 12 . - 81-85 . o . - doi : 10.1086/101715 . - .
23. ↑ 1 2 Klemaszewski, JA; Greeley, R. Geological Evidence for an Ocean on Callisto (PDF) 1818. Lunar and Planetary Science XXXI (2001). Archiválva az eredetiből 2012. február 4-én. (határozatlan)
24. ↑ 12 barna , jobb; Baines, KH; Bellucci, G.; et al. Megfigyelések a vizuális és infravörös térképészeti spektrométerrel (VIMS) a Cassini Jupiter repülése során  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2003. - Vol. 164. sz . 2 . - P. 461-470 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . - .
25. ↑ Morring, F. Ring vezetője // Aviation Week & Space Technology. - 2007. - május 7. - S. 80-83 .
26. ↑ Rincon, Paul Jupiter az űrügynökségek látókörében . BBC News (2009. február 20.). Letöltve: 2009. február 20. Az eredetiből archiválva : 2009. február 21.. (határozatlan)
27. ↑ Cosmic Vision 2015-2025 javaslatok (a link nem érhető el) . ESA (2007. július 21.). Letöltve: 2009. február 20. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 25.. (határozatlan) 
28. ↑ Bills, Bruce G. A Jupiter galileai műholdjainak szabad és kényszerű ferdeségei  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2005. — 20. évf. 175. sz . 1 . - P. 233-247 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 . - .
29. ↑ 1 2 3 4 Freeman, J. Nem newtoni stagnáló fedél konvekció és Ganymedes és Callisto termikus evolúciója  // Planetary and Space Science  : Journal  . - Elsevier , 2006. - Vol. 54 , sz. 1 . - P. 2-14 . - doi : 10.1016/j.pss.2005.10.003 . - Iránykód . Archiválva az eredetiből 2007. augusztus 24-én. Archivált másolat (nem elérhető link) . Hozzáférés dátuma: 2011. augusztus 26. Az eredetiből archiválva : 2007. augusztus 24.. (határozatlan) 
30. ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Bevezetés az űrtudományokba) . Kaliforniai Állami Egyetem, Fresno (2000. február 29.). Hozzáférés dátuma: 2009. július 4. Az eredetiből archiválva : 2012. január 24. (határozatlan)
31. ↑ Clark, RN Vízfagy és jég: a közeli infravörös spektrális visszaverődés 0,65–2,5 μm  //  Journal of Geophysical Research : folyóirat. - 1981. - április 10. ( 86. köt . , B4. sz. ). - P. 3087-3096 . - doi : 10.1029/JB086iB04p03087 . - Iránykód .
32. ↑ Noll, KS SO 2 detektálása Callisto-n a Hubble Űrtávcsővel (PDF) 1852. Hold- és bolygótudomány XXXI (1996). Archiválva az eredetiből 2012. február 4-én. (határozatlan)
33. ↑ T. B. McCord et al. Szerves anyagok és egyéb molekulák Kallisztó és Ganymédész  felszínén  // Tudomány . - 1997. - 1. évf. 278. sz . 5336 . - P. 271-275 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/tudomány.278.5336.271 .
34. ↑ 1 2 Hibbitts, CA; McCord, T. B.; Hansen, GB CO 2 és SO 2 eloszlása ​​a Callisto felszínén 1908. Hold- és bolygótudomány XXXI (1998). Archiválva az eredetiből 2012. február 4-én. (határozatlan)
35. ↑ Khurana, KK; et al. Indukált mágneses mezők a felszín alatti óceánok bizonyítékaként Európában és Callistoban  (angolul)  // Nature : Journal. - 1998. - 1. évf. 395 , sz. 6704 . - 777-780 . - doi : 10.1038/27394 . - . — PMID 9796812 .
36. ↑ 1 2 Zimmer, C.; Khurana, KK Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2000. - Vol. 147. sz . 2 . - P. 329-347 . - doi : 10.1006/icar.2000.6456 . - .
37. ↑ Anderson, JD; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al. Kőzet, fémek és jég eloszlása ​​Kallistóban   // Tudomány . - 1998. - 1. évf. 280 , sz. 5369 . - P. 1573-1576 . - doi : 10.1126/tudomány.280.5369.1573 . - . — PMID 9616114 . Archiválva az eredetiből 2007. szeptember 26-án. Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2007. szeptember 26.. (határozatlan) 
38. ↑ Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. A Galileo-megfigyelések következményei a galileai műholdak belső szerkezetére és kémiájára  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 157. sz . 1 . - 104-119 . o . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
39. ↑ 1 2 Zahnle, K.; Dones, L. Kráterezési arányok a galilei műholdakon   // Icarus . - Elsevier , 1998. - Vol. 136. sz . 2 . - P. 202-222 . - doi : 10.1006/icar.1998.6015 . - . — PMID 11878353 . Archiválva az eredetiből 2008. február 27-én. Archivált másolat (nem elérhető link) . Hozzáférés dátuma: 2011. augusztus 25. Az eredetiből archiválva : 2008. február 27. (határozatlan) 
40. ↑ 1 2 3 4 Bender, K.C.; Rice, JW; Wilhelms, D.E.; Greeley, R. Callisto geológiai térképe . - US Geological Survey, 1997. Az eredetiből archiválva : 2015. január 24..
41. ↑ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (2001. március 12–16.). „Callisto törései, hevegei és vonalai, valamint kapcsolatuk a felületi degradációval” (PDF) . 32. éves Hold- és bolygótudományi konferencia . Archivált az eredetiből (PDF) ekkor: 2009-03-27 . Letöltve: 2011-08-25 . Elavult használt paraméter |deadlink=( súgó )
42. ↑ 1 2 A Callisto JC 15M CMN vezérelt fotomozaik térképe . US Geological Survey. Az eredetiből archiválva : 2012. május 30. (határozatlan)
43. ↑ A Jupiter mellett elrepülő égitest árapály-pusztításának történelmi példája a Shoemaker-Levy 9 üstökös . Ezt követően töredékei a Jupiterre estek , és 13 jelentős méretű sötét gáz-por régiót hagytak a bolygó látható felszínén.
44. ↑ Chapman, C.R.; Merline, WJ; Bierhaus, B.; et al. Kis kráterek populációi az Európán, a Ganymedesen és a Calliston: A Galileo kezdeti képalkotási eredményei (PDF) 1221. Hold- és bolygótudomány XXXI (1997). Archiválva az eredetiből 2012. február 4-én. (határozatlan)
45. ↑ Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. Hubble Űrteleszkóp Űrtávcső képalkotó spektrográf Légkör keresése a Calliston: a Jovian Unipoláris Induktor  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 581 , sz. 1 . -P.L51- L54 . - doi : 10.1086/345803 . - Iránykód .
46. ↑ Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. Condensed O2 on Europa and Callisto  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 124. sz . 6 . - P. 3400-3403 . - doi : 10.1086/344307 . - Iránykód .
47. ↑ 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. A konvekcióról a naprendszer külső testeinek jég I héjában, részletes alkalmazással Callistora  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 183. sz . 2 . - P. 435-450 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 . - .
48. ↑ 1 2 3 Nagel, Ka; Breuer, D.; Spohn, T. Model for the interior structure, evolution and differentiation of Callisto  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2004. — 20. évf. 169. sz . 2 . - P. 402-412 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 . - .
49. ↑ Barr, AC; Canup, RM A részlegesen differenciált műholdak belső állapotaiból származó gázóriás-műholdak kialakulásának korlátai  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2008. — augusztus 3. ( 198. évf. , 1. sz.). - 163-177 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.07.004 . - .
50. ↑ Showman, A. P.; Malhotra, R. Tidal evolution into the Laplace-resonance and the resurfacing of Ganymede  (angolul)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 1997. - március ( 127. kötet , 1. szám ). - P. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . — Iránykód .
51. ↑ Baldwin, E. Az üstökös becsapódásai megmagyarázzák a Ganymede-Callisto dichotómiát . Astronomy Now Online . Astronomy Now (2010. január 25.). Letöltve: 2010. március 1. Az eredetiből archiválva : 2012. február 4.. (határozatlan)
52. ↑ Barr, AC; Canup, R. M. (2010. március). „A Ganymedes/Callisto dichotómia eredete egy külső Naprendszer késői erős bombázása során bekövetkezett becsapódások következtében” (PDF ) 41. Hold- és Bolygótudományi Konferencia (2010) . Houston. Archivált az eredetiből (PDF) ekkor: 2011-06-05 . Letöltve: 2010-03-01 . Elavult használt paraméter |deadlink=( súgó )
53. ↑ Barr, AC; Canup, RM A Ganymedes–Callisto dichotómia eredete a késői erős bombázás során bekövetkezett becsapódások következtében  // Nature Geoscience  : Journal  . - 2010. - január 24. ( 3. köt. , 2010. márciusi szám ). - 164-167 . o . - doi : 10.1038/NGEO746 . - .
54. ↑ Phillips, T. Callisto nagy feltűnést kelt (downlink) . Science@NASA (1998. október 23.). Archiválva az eredetiből 2012. február 4-én. (határozatlan) 
55. ↑ Francois, Raulin. Az Európa és a Titán exo-asztrobiológiai vonatkozásai: a megfigyelésektől a spekulációkig  (angol)  // Space Science Reviews  : folyóirat. - Springer , 2005. - Vol. 116. sz . 1-2 . - P. 471-487 . - doi : 10.1007/s11214-005-1967-x . - .  (nem elérhető link)
56. ↑ 1 2 Vízió az űrkutatáshoz (PDF). NASA (2004). Archiválva az eredetiből 2012. február 4-én. (határozatlan)
57. ↑ James Oberg: Merre tartanak tovább az oroszok? Erschienen in Popular Mechanics , 1982. október, 183. sz.
58. ↑ Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE  )  // American Institute of Physics Conference Proceedings : folyóirat. - 2003. - január 28. ( 654. köt. ). - P. 821-828 . - doi : 10.1063/1.1541373 .
59. ↑ USA.gov: Az Egyesült Államok kormányának hivatalos webportálja (a hivatkozás nem érhető el) . Letöltve: 2011. augusztus 26. Az eredetiből archiválva : 2012. július 2. (határozatlan) 
60. ↑ Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). Archiválva : 2020. október 22., a Wayback Machine Veröffentlicht im 2003. február.

Irodalom

• Burba G. A. A Jupiter galileai műholdjainak domborművének részleteinek nómenklatúrája / Szerk. szerk. K. P. Florensky és Yu. I. Efremov. - Moszkva: Nauka, 1984. - 84 p.

Linkek

• A Callisto rövid leírása (elérhetetlen link) . Az eredetiből archiválva : 2014. március 28. (határozatlan) 
• A Callisto oldal archiválva : 2012. augusztus 15. a Wayback Machine -nél a NinePlanets.org webhelyen 
• Callisto oldal archiválva : 2019. november 18. a Wayback Machine on Views of the Solar System webhelyen 
• Videó egy forgó Callistoról (elérhetetlen link) . Az eredetiből archiválva : 2010. június 1. (határozatlan) 
• Callisto térképe a felszíni elemek neveivel Archiválva : 2020. január 15. a Wayback Machine -nél // NASA 
• Callisto térképe a felszíni elemek neveivel archiválva 2019. december 24-én a Wayback Machine -nél a Planetary  Nomenclature Gazetteerében

Szótárak és enciklopédiák	Nagy dán Nagy katalán Nagy norvég Nagy orosz Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4615523-5 J9U : 987007549320905171 LCCN : sh99005833 VIAF : 237455229 WorldCat VIAF : 237455229

Naprendszer
Központi csillag és bolygók	Nap Higany Vénusz föld Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptun
törpebolygók	Ceres Plútó Haumea Makemake Eris Jelöltek Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Nagy műholdak	Ganymedes Titán Callisto És róla Hold Európa Triton Titánia Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Sellő
Műholdak / gyűrűk	Föld / ∅ Mars Jupiter / ∅ Szaturnusz / ∅ Uránusz / ∅ Neptunusz / ∅ Plútó / ∅ Haumea Makemake Eris Jelöltek kardszárnyú delfin quawara
Elsőként felfedezett aszteroidák	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flóra (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Kis testek	meteoroidok aszteroidák / műholdaik földközeli fő öv trójai kentaurok transzneptunikus Kuiper öv plutino cubewano szétszórt lemez damokloidok üstökösök Oort felhő
mesterséges tárgyak	mesterséges földi műholdak bolygóközi űrhajó
Hipotetikus tárgyak	Vulkánok és vulkanoidok a Merkúr műhold a Vénusz műholdait a Föld többi műholdja ellenföld Kilences bolygó , Tyche , X bolygó és más transz-Neptunusz bolygók Végzet Korábbi bolygók: Theia , Phaeton vagy Planet V Ötödik gázóriás
A Naprendszer objektumainak listája Csillagászati ​​objektumok