Калиста (месечина)

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Калиста
Callisto.jpg
Задната хемисфера на Калиста сликана во 2001 од леталото Галилео на НАСА.
Откривање
Откривач Галилео Галилеј
Откриено 7 јануари 1610
Ознаки
Јупитер IV
Орбитални особености
Периапсида 1869000 km[lower-alpha 1]
Апоапсида 1897000 km[lower-alpha 2]
Главна орбита полупречник
[1]
Занесување 0.0074[1]
16.6890184 д[1]
8.204 km/s
Наклон 2.017° (во однос на еклиптиката)
0.192° (во однос на Лапласовите рамнини)[1]
Месечина на Јупитер
Физички особености
Среден полупречник
2410.3±1.5 km (0.378 Земји)[2]
7.30×107 km2 (0.143 Земји)[lower-alpha 3]
Зафатнина 5.9×1010 km3 (0.0541 Земји)[lower-alpha 4]
Маса 1.075938±0.000137×1023 kg (0.018 Земји)[2]
Средна густина
1.8344±0.0034 g/cm3[2]
1.235 м/с2 (0.126 g)[lower-alpha 5]
0.359±0.005[3] (проценка)
2.440 km/s[lower-alpha 6]
синхронично
нула[2]
Албедо 0.22 (геометрично)[4]
Површинска темп. min mean max
K[4] 80±5 134±11 165±5
5.65 (опозиција)[5]
Атмосфера
Површински притисок
7.5 пикобари[6] (7.10 kPa, 7.40112 atm)
Состав по зафатнина ≈ 4×108 молекули/cm3 јаглерод диоксид;[6]
up to 2×1010 молекули/cm3 молекуларен кислород(O2)[7]

Калиста (грчки: 'Καλλιστώ'), односно Јупитер IV, е втората најголема месечина на Јупитер, по Ганимед. Таа е трета месечина по големина во Сончевиот систем по Ганимед и најголемата месечина на Сатурн, Титан. Калиста била откриена во 1610 од страна на Галилео Галилеј. Со 4821 километри во дијаметар, Калиста има околу 99% од пречникот на планетата Меркур, но само околу една третина од нејзината маса. Таа е четврта Галилеева месечина на Јупитер според раздалечина, со орбитален радиус од околу 1883000 km. Не е во орбитална резонанца како другите три Галилееви сателити—Ија, Европа, Ганимед. Ротацијата на Калиста е синхронично заклучена на орбитата околу Јупитер, така што истата хемисфера секогаш е свртена навнатре. Јупитер се појавува како да стои речиси неподвижен на небото на Калиста. Таа не е толку погодена од магнетосферата на Јупитер колку другите внатрешни сателити, поради орбитата која се наоѓа малку понадвор од Јупитеровиот главен радијациски појас.[8]

Калиста е составена од приближно еднакви количини на карпи и мразови, со густина од околу 1.83 g/cm3, најниска густина и површинска гравитација од поголемите месечини на Јупитер. Соединенијата откриени спектроскопски на површината вклучуваат мраз,[9] јаглерод диоксид, силикати и органски соединенија. Истражувањето на леталото Галилео откри дека Калиста може да има мало силикатно јадро и можеби подповршински океан на течна вода на длабочини поголеми од 100 km.

Површината на Калиста е најстара во Сончевиот Систем[10]и со најмногу кратери. Целата површина е со кратери создадени при влијанието на удари.[11] Не се покажуваат знаци на подземни процеси како тектонски пореметувања или вулкански ерупции. Без знаците на геолошка активност, се смета дека кратерите главно се развиле под влијание на удари. Површината се истакнува со прстеновидни структури, разни кратери, гребени и депозити. Во мал обем, површина е поинаква и се состои од мали, светкави замрзнати депозити на повисоките места, опкружени со ниско поставена, мазна покривка од темна материја. Се верува дека ова е резултат на деградација на мали рељефни форми со сублимација. Апсолутната возраст на рељефните форми не е позната.

Калиста е опкружена со исклучително тенка атмосфера составена од јаглерод диоксид и најверојатно молекуларен кислород, како и со прилично интензивна јоносфера. Калиста се смета дека се формирала со бавна акреција од дискот од гас и прашина којшто го опкружил Јупитер по неговото формирање. Постепената акреција на Калиста и недостатокот на приливни загревања значи дека немало доволна топлина за брза диференцијација. Бавната циркулација на воздухот во внатрешноста на Калиста, која започнала веднаш по формирањето, довело до делумна диференцијација и евентуално, до формирањето на подповршинскиот океан на длабочина од 100–150 км и мало, карпесто јадро.

Веројатното присуство на океан во Калиста ја остава отворена можноста дека таа би можела да подржува живот. Се смета дека условите тука се поповолни од оние на околната Европа. Различни вселенски сонди од Пионир 10 и 11 до Галилео и Касини ја проучувале Калиста. Поради нејзините ниски нивоа на радијација, Калиста долго време се смета за најсоодветно место за човечка база за идните истражување на Јовијанскиот систем.

Историја[уреди | уреди извор]

Откритие[уреди | уреди извор]

Калиста била откриена од страна на Галилео Галилеј во јануари 1610, заедно со три други големи Јовијански месечини—Ганимед, Ија, Европа.[12]

Име[уреди | уреди извор]

Калиста е именувана по една од многубројните љубовници на Зевс во грчката митологија. Калиста била нимфа (или, според некои извори, ќерка на Ликаон) која е поврзана со божицата на ловот, Артемида. Името било сугерирано од страна на Симон Мариј веднаш по откривањето на Калиста.[13] Мариј го припишал предлогот на Јоханес Кеплер.[14] Сепак, имињата на Галилеевите сателити едно значително време не биле многу омилени и речиси не се употребувале се до средината на 20 век. Во многу од поранешната астрономска литература, Калиста е позната по својата римска нумеричка ознака, систем воведен од страна на Галилео, како Јупитер IV или како "четвртиот сателит на Јупитер".[15] Во научното пишување, придавската форма на името е калистовска или калистански,[16] (на англиски Callistoan /ˌкælɪˈst.ən/ или Callistan).

Орбита и ротација[уреди | уреди извор]

Калиста (долу лево), Јупитер (горе десно) и Европа (подолу и лево од Јупитеровата Голема црвена дамка) како што се гледа од Касини–Хигенс

Калиста е најоддалечената од четирите Галилееви месечини на Јупитер. Орбитира на оддалеченост од околу 1 880 000 км (26.3 пати 71 492 км радиус на самиот Јупитер).[1] Ова е значително поголемо од орбиталниот радиус—1 070 000 км—на следниот најблизок Галилеев сателит, Ганимед. Како резултат на оваа релативно далечна орбита, Калиста не е дел од орбиталната резонанца—во која трите внатрешни Галилееви сателити се заклучени—и најверојатно не била.[17]

Како и повеќето други редовни планетарни месечини, ротацијата на Калиста е заклучена за да биде синхрона со нејзината орбита.[2] Должината на денот на Калиста, истовремено нејзиниот орбитален период, е околу 16.7 денови на Земјата. Нејзината орбита е многу малку ексцентрична и наклонета кон Јовијанскиот екватор, со орбитално занесување и наклон кои се менуваат речиси периодично поради сончевите и планетарните гравитациони пертурбации низ вековите. Стапките на промена на едното и на другото се 0.0072–0.0076 и 0.20–0.60°. Овие орбитални варијации предизвикале осниот наклон (на аголот помеѓу ротационата и орбиталната оска) да варира помеѓу 0.4 и 1,6°.[18]

Динамичката изолација на Калиста значи дека таа никогаш не била доволно приливно загревана, што има важни последици за нејзината внатрешна структура и еволуција. Нејзината оддалеченост од Јупитер исто така значи дека честичките од Јупитеровата магнетосфера на површината се релативно ниски—за 300 пати помалку од, на пример, кај Европа. Оттука, за разлика од другите Галилееви месечини, зрачењето има релативно понезначителен ефект на површината на Калиста.[19] Нивото на радијација на површината на Калиста е еднаква на доза од околу 0.01 рем (0.1 mSv) дневно, што е над десет пати повисоко од просечната позадинска радијација на Земјата.[20][21]

Физички карактеристики[уреди | уреди извор]

Состав[уреди | уреди извор]

Големина споредена со Земјата, Месечината и Калиста

Просечната густина на Калиста, 1.83 g/cm3, сугерира состав на приближно еднакви делови на карпест материјал и воден мраз, со некои дополнителни променливи мразови како што е амонијак.[22] Делот од мраз е 49-55%. Точниот состав на карпите на Калиста не е познат, но веројатно е блиску до составот на L/LL тип обични хондрити, кои се карактеризираат со помалку вкупно железо, помалку метално железо и повеќе железен оксид отколку H хондритите. Односот на тежина железо-силициум во Калиста е 0.9–1.3 а сончевиот сооднос е околу 1:8.

Површината на Калиста има албедо од околу 20%. Површинскиот состав се смета дека е прилично сличен со составот во целина. Инфрацрвената спектроскопија открива присуство на вода мраз на бранови должини од 1.04, 1.25, 1.5, 2.0 и 3.0 микрометри. Водата мраз се чини дека е мошне присутна на површината на Калиста[23]. Анализата на теренот при висока резолуција, со инфрацрвени и УВ спектри добиени од вселенското летало Галилео открива различни не-мраз материи: магнезиум и железо,силикати, јаглерод диоксид, сулфур диоксид,[24] а можеби и амонијак и разни органски соединенија. Спектрален податоци укажуваат на тоа дека површината на Калиста е крајно хетерогена во мали размери[23]. Мали, светли дамки на вода мраз се помешани со карпи и продолжени темни делови од не-мраз материја.

Површината на Калисто е асиметрична: водечката хемисфера[lower-alpha 7] е потемна од задната. Задната хемисфера на Калиста се појавува јаглерод диоксид, додека на водечките хемисфера има повеќе сулфур диоксид.[25] Генерално, хемискиот состав на површината, особено во темните области, може да се блиску до тоа што се гледа на D-тип астероидите, чии површини се сочинети од јаглероден материјал.

Внатрешна структура[уреди | уреди извор]

Моделот на внатрешната структура на Калиста покажува слој на мраз, кој може да е и течна вода и слој од замрзната карпа.

Површината на Калисто се наоѓа на студена, тврда и замрзната литосфера со приближна дебелина од 80 до 150 километри.[22][26] Солен океан длабок околу 150–200 km може да лежи под кората, што се покажува со проучување на магнетните полиња околу Јупитер и неговите месечини.[27][28] Откриено било дека Калиста реагира на Јупитеровото променливо магнетно поле како совршено спроведлива сфера, односно, полето не може да навлезе во внатрешноста на Калиста, што сугерира на слој високо спроводлива течност внатре со дебелина од најмалку 10 километри. Постоењето на океанот е поверојатно ако водата содржи мало количество на амонијак или друг антифриз, до 5% од тежината.[26] Во овој случај водата+ слојот мраз може да биде дебел околу 250–300 km. Без океанот, ледената литосфера може да биде дебела околу 300 km.

Под литосферата и претпоставениот океан, внатрешноста на Калиста се чини ниту целосно униформна, ниту пак особено променлива. Податоците од леталото Галилео (особено бездимензионалниот момент на инерција[lower-alpha 8]—0.3549 ± 0.0042—утврдено со блиски прелетувања) укажуваат на тоа дека нејзината внатрешност е составена од компресирани карпи и мразови, со маса од карпи кои со зголемуваат на длабочина.[29] Со други зборови, Калиста е само делумно диференцирана. Густината и моментот на инерција се компатибилни со постоење на мало силикатно јадро во центарот на Калиста. Радиусот на секое такво јадро не може да надминува 600 километри, а густина може да изнесува помеѓу 3.1 и 3.6 g/cm3. Внатрешноста на Калиста е во контраст од онаа на Ганимед, кој се чини дека е целосно диференциран.[30]

Карактеристики на површината[уреди | уреди извор]

Кратерски рамнини фотографирани од леталото Галилео

Површината на Калиста е една од најсилно издлабена со кратери во Сончевиот Систем.[31] всушност, густината на кратерите е речиси заситена, секој нов кратер има тенденција да избрише некој постар. Геологијата на поширока скала е релативно едноставна; на Калиста не постојат големи планини, вулкани или други тектонски карактеристики.[32]

Површината на Калиста може да биде поделена на: кратерски рамнини, светли рамнини, светли и темни мазни површини, прстеновидни структури и ударни кратери.[33] Кратерските рамнини го сочинуваат поголемиот дел од површината и ја претставуваат најстарата литосфера, мешавина од мраз и карпест материјал. Светлите рамнини вклучуваат светли ударни кратери како кратерот Асгард и кратерот Лофн како и остатоци од стари големи кратери наречени палимпсести. Овие светли рамнини се смета дека се ледени депозити. Светлите мазни рамнини претставуваат мал дел од површината на Калиста. На фотографиите од Галилео откриени се исто така и темни мазни површини со вкупен опфат помалку од 10.000 км2. Можно е тие да се криовулкански депозити. Ваквите светли и темни мазни рамнини се нешто помлади и со помалку кратери од позадинските кратерски рамнини.[34]

Војаџер 1 слика на Валхала, прстеновидна структура до 3800 км во дијаметар

Една од карактеристиките на површината на Калиста се прстеновидните басени. Два од нив се огромни. Валхала е најголемиот, со светол централен дел од 600 километри во дијаметар, а прстените се шират и до 1,800 километри од центарот (види слика).[35] Вториот по големина е Асгард, измерен околу 1.600 километри во дијаметар. Прстеновидните структури најверојатно потекнуваат како резултат на пост-ударното концентрично влијание на литосферата која лежи на некој помек слој или течен материјал, можеби океан.

Споменато и погоре, мали дамки на воден мраз со албедо високо до 80% се наоѓаат на површината на Калиста, опкружени со многу потемен материјал. Сликите во висока резолуција на Галилео покажуваат дека вакви светли прамени претежно се наоѓаат на повисоки површини: кратерски куполи, гребени и испакнувања. Тие најверојатно се депозити на тенок воден мраз. Темниот материјал обично се наоѓа во низините.

Релативната старост на различните површини на Калиста може да се утврди од густината на ударните кратери. Постарите површини имаат погусти кратери.[36] Апсолутно датирање уште не е направено, но врз основа на теоретски претпоставки, кратерските рамнини се смета дека се околу 4.5 милијарди години стари, и датираат речиси до формирањето на Сончевиот Систем. Возраста на прстеновидните структури од страна на различни автори се проценува помеѓу 1 и 4 милијарди години.

Атмосфера и јоносфера[уреди | уреди извор]

Предизвикано магнетно поле околу Калиста

Калиста има многу нејасна атмосфера составена од јаглерод диоксид.[6] Откриена е со приближно инфрацрвено спектаметарско мапирање (NIMS) направено од страна на Галилео. Притисокот на површината се проценува на 7.5  × 10−12 бари (0.75 µPa) и густина на честички 4 × 108 cm−3. Поради така тенка атмосфера би била загубена за само 4 дена (види: атмосферска загуба), таа мора постојано се надополнува, веројатно со бавна сублимација на јаглерод диоксиден мраз од ледената кора на Калиста што би било компатибилно со хипотезата за сублимација–деградација околу формирањето на површинските испакнатости.

Јоносферата на Калиста за прв пат била откриена во текот на прелетувањата на Галилео;[37] Нејзината висока електронска густина од 7–17 × 104 cm−3 не може да се објасни со фотојонизација само на атмосферскиот јаглерод диоксид. Оттука, се претпоставува дека во атмосферата на Калиста, всушност, доминира молекуларен кислород (во количини 10–100 пати повеќе од CO2).[7] Сепак, кислородот се уште не е директно откриен во атмосферата на Калиста. Со опсервациите на вселенскиот телескоп Хабл (HST) може да се детектира кондензиран кислород заробен на површината на Калиста.[38]

Атомски водород, исто така, бил откриен во атмосферата на Калиста преку неодамнешни анализи од податоците на Хабл во 2001 .[39] Спектрални слики направени на 15 и 24 декември 2001 година повторно биле разгледани, откривајќи слаб сигнал на слабо светло што укажува на водородна геокорона. Висината на водород присутен во атмосферата на Калиста варира во зависност од стадиумот на нејзината орбита.

Водечката хемисфера на Калиста е помалку рефлективна отколку задната хемисфера, што би можело да укажува на тоа дека една од нејзините страни има поголема површинска температура. На оваа потемна, потопла страна, стапката на сублимација на нејзината ледена површина, исто така, би била повисока, што би предизвикало во атмосферата да се ослободи повеќе водена пареа. Овој процес во крајна линија би произвел повеќе водород, со што би можело да се објасни варирањето на нивоата на атмосферскиот водород на Калиста.

Потекло и еволуција[уреди | уреди извор]

Делумната диференцијација на Калиста значи дека таа никогаш не била загреана доволно да се стопат нејзините компоненти мраз. Оттука, најповолен модел за нејзиното формирање е бавна акреција во слабо густата Јовијанска субнебула—диск од гас и прашина кои постоеле околу Јупитер по неговото формирање. Таква продолжена акрециска фаза ќе овозможи ладење во голема мера да се задржи чекорот со акумулацијата на топлина предизвикана од ударите, радиоактивните распаѓање и контракција, а со тоа се спречува топење и брза диференцијација.[40] Временската скала за формирањето на Калиста е со распон од 0.1 милиони - 10 милиони години.

Jagged Hills PIA03455.jpg

Понатамошна еволуција на Калиста после акрецијата била определена од билансот на радиоактивното загревање, ладење преку термичка спроводливост и цврста состојба или субсолидна циркулација.[41] Деталите за субсолидната циркулација во мразот е најнејасното во моделите на сите ледени месечина. Познато е дека се развива кога температурата е доволно блиску до точката на топење. Субсолидната циркулација во ледените тела е бавен процес (мраз од 1 сантиметар годишно), но, впрочем, е многу ефективен механизам за ладење за долги временски периоди.[42] Кај Калиста, надворешниот слој одговара на ладна и цврста литосфера со дебелина од околу 100 километри. Тоа присуство објаснува недостаток на секакви знаци на ендогенична активност на површината. Циркулацијата во внатрешноста на Калиста можеби е на слоеви, бидејќи под високиот притисок најден таму, воден мраз постои во различни кристални фази почнувајќи од мраз I на површината до мраз VII во центарот. Тој процес на еволуција траел милијарда години и уште не е завршен.

Тековното разбирање на еволуцијата на Калиста овозможува постоењето на еден слој или "океан" на течна вода во нејзината внатрешност. Ова е поврзано со аномалното однесување на мраз I фазата на топење, која се намалува со зголемување на притисокот, постигнувајќи температури ниски до 251 К на 2,070 бар (207 MPa). Во сите реални модели на Калиста температурата во слојот помеѓу 100 и 200 километри во длабочина е многу блиску до, или малку ја надминува, оваа аномална температура на топење. Присуството на дури и мали количини на амонијак—за 1–2% од тежината—речиси гарантира постоење на течност, бидејќи амонијакот би ја намалил температурата на топење температура дури и повеќе.

Иако Калиста по својства е многу слична на Ганимед, таа очигледно имала многу поедноставна геолошка историја. Површината, се чини дека била оформена главно од удари и други егзогенични сили. За разлика од соседниот Ганимед, тука има малку докази за тектонски активности.

Потенцијални услови за живот[уреди | уреди извор]

Се шпекулира дека може да постои живот во потповршинскиот океан на Калиста. Како кај Европа и Ганимед, како и кај месечините на Сатурн: Енцелад, Мимас, Диона и Титан, можно е подземниот океанот да е составен од солена вода.

Можно е дека халофили да се развијат во океанот.[43]

Како и со Европа и Ганимед, постои идејата дека услови за живот, па дури и вонземски микробиолошки живот може да постои во солениот океан под површината на Калиста.[44] Сепак, животните услови неопходни за било каков живот се чини дека кај Калиста се понеповолни отколку на Европа. Главните причини се недостатокот на контакт со карпестиот материјал и понискиот топлински проток од внатрешноста на Калиста. Научникот Торенс Џонсон го рекол следново во врска со споредувањето на шансите за живот на Калиста со шансите на другите Галилееви месечини:[45]

Основните состојки за живот—она што ние го нарекуваме "предбиотичка хемија'—се застапени во многу објекти на сончевиот систем , како што се комети, астероиди и ледени месечини. Биолозите сметаат дека течна вода и енергија се потребни за живот, па се чини возбудливо да се најде друго место каде што може да има течна вода. Но, енергијата е друго прашање, и во моментов, океанот на Калиста е само се загрева само од страна на радиоактивни елементи, додека Европа има и приливна енергија, со самото тоа што е поблиска до Јупитер.

Врз основа на размислувањата споменати погоре и на други научни набљудувања, се смета дека од сите месечини на Јупитер, Европа има најголема шанса за микробиолошки живот.[46]

Истражување[уреди | уреди извор]

Одењето до Јупитер со Пионер 10 и Пионер 11 во раните 1970-ти донело малку нови информации за Калиста во споредба со тоа што веќе било познато и од Земјата врз основа на набљудувања.[4] Вистински пробив се случил подоцна со прелетувањата на Војаџер 1 и Војаџер 2 во 1979 година. Тие снимиле повеќе од половина од површината на Калиста со резолуција од 1–2 км, и прецизно ја измериле нејзината температура, маса и форма. Вториот круг на истражување траел од 1994 до 2003 година, кога леталото Галилео имал осум блиски средби со Калиста, а последниот прелет во текот на C30 орбитата во 2001 година бил на 138 км од површината. Галилео ја реализираше глобалната слика на површината и доставил голем број на слики со резолуција како на 15 метри од избраните области на Калиста. Во 2000, Касини леталото на пат за Сатурн направило високо-квалитетни инфрацрвени спектри на Галилеевите месечини вклучително и на Калиста.[47] Во февруари–март 2007 година, сондата Нови Хоризонти, на својот пат до Плутон направи нови слики и спектри на Калиста.[48]

Следната планирана мисија на Јовианскиот систем е Истражувачот на ледените месечини на Јупитер (JUICE) на Европската вселенска агенција, која ќе се лансира во 2022.[49] Неколку блиски прелетувања на Калиста се планирани за време на мисијата.

Потенцијална колонизација[уреди | уреди извор]

Уметничка замисла на база на Калиста

Во 2003 година, НАСА спровела концептуална студија наречена Човечки истражувања на далечни планети (HOPE) во однос на идните истражувања надвор од Сончевиот Систем. Целта избрана за детално разгледување била Калиста.[50][51]

Студијата предложила можна база на површината на Калиста за понатамошно истражување на Сончевиот Систем.[52] Предностите на базата на Калиста вклучувале ниски зрачење (поради оддалеченоста од Јупитер) и геолошка стабилност. Со ваква база би се олеснило далечинското истражување на Европа и надвор од Сончевиот систем.

Во декември 2003 година, НАСА објавила дека таква мисија до Калиста би била можна во 2040.[53]

Поврзано[уреди | уреди извор]

Белешки[уреди | уреди извор]

  1. Periapsis is derived from the semimajor axis (a) and eccentricity (e): .
  2. Apoapsis is derived from the semimajor axis (a) and eccentricity (e): .
  3. Surface area derived from the radius (r): .
  4. Volume derived from the radius (r): .
  5. Surface gravity derived from the mass (m), the gravitational constant (G) and the radius (r): .
  6. Escape velocity derived from the mass (m), the gravitational constant (G) and the radius (r): .
  7. Водечката хемисфера е хемисферата која е свртена во правец на орбиталното движење; задната хемисфера е онаа која гледа во обратната насока.
  8. The dimensionless moment of inertia referred to is , where I is the moment of inertia, m the mass, and r the maximal radius. It is 0.4 for a homogenous spherical body, but less than 0.4 if density increases with depth.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 „Planetary Satellite Mean Orbital Parameters“. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem. 
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Anderson, J. D.; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; Moore, W. B.; Schubert, G.; Thomas, P. C.. Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto. „Icarus“ том  153 (1): 157–161. doi:10.1006/icar.2001.6664. Bibcode2001Icar..153..157A. 
  3. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1 октомври 1999 г). The Galilean Satellites. „Science“ том  286 (5437): 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. 
  4. 4,0 4,1 4,2 Moore, Jeffrey M.. (2004). „Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere“.. Cambridge University Press.
  5. „Classic Satellites of the Solar System“. Observatorio ARVAL. http://www.oarval.org/ClasSaten.htm. посет. 13 јули 2007 г. 
  6. 6,0 6,1 6,2 Carlson, R. W.. A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto (PDF). „Science“ том  283 (5403): 820–821. doi:10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. Bibcode1999Sci...283..820C. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf. 
  7. 7,0 7,1 Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.. Atmosphere of Callisto (PDF). „Journal of Geophysical Research“ том  110 (E2): E02003. doi:10.1029/2004JE002322. Bibcode2005JGRE..11002003L. http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf. 
  8. „Space Today Online - Exploring Jupiter - JIMO - Jupiter Icy Moons Orbiter - the moon Callisto“. http://www.spacetoday.org/SolSys/Jupiter/CallistoInfo.html. 
  9. Chang, Kenneth. „Suddenly, It Seems, Water Is Everywhere in Solar System“, „New York Times“, 12 март 2015 (посет. 12 март 2015 г).
  10. „Callisto - Overview - Planets - NASA Solar System Exploration“. NASA Solar System Exploration. http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto. 
  11. Glenday, Craig. Guinness Book of World Records 2014. 2013 Guinness World Records Limited. стр. 187. ISBN 978-1-908843-15-9. 
  12. Galilei, G. (March 13, 1610). Sidereus Nuncius. 
  13. Marius, S. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. http://galileo.rice.edu/sci/marius.html. 
  14. „Satellites of Jupiter“. The Galileo Project. http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html. посет. 31 јули 2007 г. 
  15. Barnard, E. E.. Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter. „Astronomical Journal“ том  12: 81–85. doi:10.1086/101715. Bibcode1892AJ.....12...81B. http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html. 
  16. Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. (2001). „Geological Evidence for an Ocean on Callisto“ (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1818. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf. 
  17. Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. „Icarus“ том  159 (2): 500–504. doi:10.1006/icar.2002.6939. Bibcode2002Icar..159..500M. 
  18. Bills, Bruce G.. Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter. „Icarus“ том  175 (1): 233–247. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. Bibcode2005Icar..175..233B. 
  19. Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; Garrett, Garry H.; Gehrels, Neil. Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites (PDF). „Icarus“ том  139 (1): 133–159. doi:10.1006/icar.2000.6498. Bibcode2001Icar..149..133C. http://people.virginia.edu/~rej/Icarus_Jan2001_Cooper_et_al.pdf. 
  20. United Nations Scientific Committee on the Effects of Atomic Radiation. New York: United Nations. 2008. стр. 4. ISBN 978-92-1-142274-0. http://www.unscear.org/unscear/en/publications/2008_1.html. 
  21. Frederick A. Ringwald (29 февруари 2000). „SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)“. California State University, Fresno. архивирано од изворникот на 20 септември 2009 г.. https://www.webcitation.org/5jwBSgPuV?url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt. посет. 4 јули 2009 г. 
  22. 22,0 22,1 Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A.. Internal structure of Europa and Callisto. „Icarus“ том  177 (2): 550–369. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. Bibcode2005Icar..177..550K. 
  23. 23,0 23,1 Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999-10-01). "The Galilean Satellites". Science286 (5437): 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
  24. Noll, K.S. (1996). „Detection of SO2 on Callisto with the Hubble Space Telescope“ (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1852. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF. 
  25. Hibbitts, C.A.; McCord, T. B. (1998). „Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto“ (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1908. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf. 
  26. 26,0 26,1 Spohn, T.; Schubert, G.. Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? (PDF). „Icarus“ том  161 (2): 456–467. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Bibcode2003Icar..161..456S. http://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/SpohnSchubrt03GLLsats.pdf. 
  27. Khurana, K. K.; Kivelson, M. G.; Stevenson, D. J.; Schubert, G.; Russell, C. T.; Walker, R. J.; Polanskey, C.. Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto (PDF). „Nature“ том  395 (6704): 777–780. doi:10.1038/27394. PMID 9796812. Bibcode1998Natur.395..777K. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf. 
  28. Zimmer, C.; Khurana, K. K.; Kivelson, Margaret G.. Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations (PDF). „Icarus“ том  147 (2): 329–347. doi:10.1006/icar.2000.6456. Bibcode2000Icar..147..329Z. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf. 
  29. Anderson, J. D.; Schubert, G.; Jacobson, R. A.; Lau, E. L.; Moore, W. B.; Sjo Gren, W. L.. Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto (PDF). „Science“ том  280 (5369): 1573–1576. doi:10.1126/science.280.5369.1573. PMID 9616114. Bibcode1998Sci...280.1573A. http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf. 
  30. Sohl, F.; Spohn, T.; Breuer, D.; Nagel, K.. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites. „Icarus“ том  157 (1): 104–119. doi:10.1006/icar.2002.6828. Bibcode2002Icar..157..104S. 
  31. Zahnle, K.; Dones, L.; Levison, Harold F.. Cratering Rates on the Galilean Satellites (PDF). „Icarus“ том  136 (2): 202–222. doi:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Bibcode1998Icar..136..202Z. http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf. 
  32. Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R.. Geological map of Callisto. U.S. Geological Survey. https://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm. 
  33. Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.. Galileo views of the geology of Callisto. „Planetary and Space Science“ том  48 (9): 829–853. doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7. Bibcode2000P&SS...48..829G. 
  34. Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R и др. (March 12–16, 2001). Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. 
  35. Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN (Карта) (2002 изд.). U.S. Geological Survey. 
  36. Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B. (1997). „Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results“ (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. стр. 1221. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf. 
  37. Kliore, A. J.; Anabtawi, A.; Herrera, R. G.. Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations. „Journal of Geophysical Research“ том  107 (A11): 1407. doi:10.1029/2002JA009365. Bibcode2002JGRA.107kSIA19K. 
  38. Spencer, John R.; Calvin, Wendy M.. Condensed O2 on Europa and Callisto (PDF). „The Astronomical Journal“ том  124 (6): 3400–3403. doi:10.1086/344307. Bibcode2002AJ....124.3400S. http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf. 
  39. Roth, Lorenz, et al (27 мај 2017 г). Detection of a hydrogen corona at Callisto. „Journal of Geophysical Research: Planets“ том  122: 1046-1055. http://onlinelibrary.wiley.com/wol1/doi/10.1002/2017JE005294/full. 
  40. Canup, Robin M.; Ward, William R.. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (PDF). „The Astronomical Journal“ том  124 (6): 3404–3423. doi:10.1086/344684. Bibcode2002AJ....124.3404C. http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf. 
  41. Freeman, J.. Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto (PDF). „Planetary and Space Science“ том  54 (1): 2–14. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Bibcode2006P&SS...54....2F. http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf. 
  42. McKinnon, William B.. On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. „Icarus“ том  183 (2): 435–450. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. Bibcode2006Icar..183..435M. 
  43. Phillips, Tony (23 октомври 1998). „Callisto makes a big splash“. NASA. https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1998/ast22oct98_2/. посет. 15 август 2015 г. 
  44. Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe. Astrobiology of Jupiter's Icy Moons (PDF). „Proc. SPIE“. Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII том  5555: 10. doi:10.1117/12.560356. http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf. 
  45. Phillips, T. (23 октомври 1998). „Callisto makes a big splash“. Science@NASA. архивирано од изворникот на 29 декември 2009 г.. https://web.archive.org/web/20091229235157/https://science.nasa.gov/newhome/headlines/ast22oct98_2.htm. 
  46. François, Raulin. Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations (PDF). „Space Science Reviews“ том  116 (1–2): 471–487. doi:10.1007/s11214-005-1967-x. Bibcode2005SSRv..116..471R. http://www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf. 
  47. Brown, R. H.; Baines, K. H.; Bellucci, G.; Bibring, J-P.; Buratti, B. J.; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Clark, R. N.; и др.. Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter. „Icarus“ том  164 (2): 461–470. doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9. Bibcode2003Icar..164..461B. 
  48. Morring, F. (7 мај 2007 г). Ring Leader. „Aviation Week & Space Technology“: 80–83. 
  49. Amos, Jonathan. „Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter“, „BBC News Online“, 2 мај 2012 (посет. 2 мај 2012 г).
  50. Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). „Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)“ (PDF). NASA. архивирано од изворникот на 19 јануари 2012 г.. https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf. 
  51. Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 јануари 2003 г). Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). „AIP Conference Proceedings“ том  654: 821–828. doi:10.1063/1.1541373. 
  52. „Vision for Space Exploration“ (PDF). NASA. 2004. http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf. 
  53. „High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto“ (PDF). NASA. 2003. http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf. 

Надворешни врски[уреди | уреди извор]