Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Каллісто (супутник)


Каллісто

План:


Введення

Каллісто - супутник Юпітера, названий на честь персонажа давньогрецької міфології - Каллісто ( греч. Καλλιστώ ), Коханки Зевса. Каллісто була відкрита в 1610 році Галілео Галілеєм і є четвертим за дальністю від Юпітера Галілеєвих супутником з радіусом орбіти близько 1880000 км [2]. За величиною, Каллісто третій супутник в Сонячній системі, а за розмірами супутників Юпітера є другим після Ганімеда. При порівнянні з планетою Меркурій, діаметр Каллісто приблизно складає близько 99%, а маса всього третину від планети. Супутник не перебуває в орбітальному резонансі, який впливає на три інші Галілеєві місяця: Іо, Європу і Ганімед, і, таким чином, не відчуває на собі ефектів приливного розігріву [8]. Період обертання Каллісто синхронний з орбітальним періодом, таким чином, супутник завжди повернений до Юпітера лише однією стороною (знаходиться в приливному захопленні). Поверхня Каллісто найменше схильна до впливу магнітосфери Юпітера в порівнянні з іншими внутрішніми місяцями, тому що її орбіта найбільш віддалена з них [9].

Каллісто складається з приблизно рівної кількості гірських порід і льодів, із середньою щільністю близько 1,83 г / см 3. Спектроскопія виявила на поверхні Каллісто такі сполуки як водяний лід, вуглекислий газ, силікати і органіку. Дослідження, здійснені за допомогою КА " Галілео ", дозволяють припустити наявність у супутника силікатної ядра і можливого підповерхневого океану з рідкої води глибиною понад 100 км [10] [11].

Поверхня Каллісто сильно кратерірованая і дуже давня. На супутнику практично непомітні сліди підповерхневих процесів (наприклад, тектонічних) або вулканізму, і, очевидно, головну роль у формуванні рельєфу на супутнику грають ударні зіткнення [12]. На поверхні Каллісто найбільш помітні багато-кільцеві геоструктури, ударні кратери різної форми, ланцюжки з кратерів (катени) та пов'язані з ними укоси, гребені і відкладення [12]. У локальних масштабах, поверхня різна і, в основному, складається з яскравих невеликих відкладень інею на вершині пагорбів, оточених ницим гладким шаром з темної речовини [4]. Вважається, що цей результат викликаний деградацією невеликих геоструктур під впливом сублімації, яка підтримується загальної недостатністю невеликих ударних кратерів і присутністю невеликих пагорбів, імовірно є їх залишками [13]. Точний вік геоструктур Каллісто не відомий.

Каллісто оточена оболонкою з надзвичайно тонкої атмосфери, що складається з Вуглекислого газу [6] і, можливо, молекулярного кисню [7], а також щодо потужної іоносфери [14]. Каллісто, як передбачається, сформувалася за рахунок повільної акреції з газо-пилового диска, що оточував Юпітер після його формування [15]. Поступовий приріст Каллісто і недолік в приливному розігріві були недостатні для швидкої диференціації Каллісто. Повільна конвекція в надрах Каллісто, яка почалася незабаром після формування супутника, призвела до часткової диференціації і, можливо, формуванню підповерхневого океану на глибині 100-150 км, а також невеликому ядру з гірських порід [16].

Присутність передбачуваного океану в надрах Каллісто робить супутник одним з можливих вмістищ позаземного життя в Сонячній системі. Однак, умови для її виникнення і підтримки істотно поступаються тим, що створені на Європі [17]. Різні КА, починаючи з апаратів " Піонер-10 "і" Піонер-11 "і закінчуючи" Галілео "і" Кассіні ", вивчали супутник. Завдяки низькому рівню радіаційного випромінювання, Каллісто часто пропонується для заснування станції, яка послужить для подальшого освоєння системи Юпітера людством [18].


1. Відкриття та отримання ім'я

Каллісто була виявлена ​​Галілео в січні 1610 року разом з трьома іншими великими супутниками Юпітера: Ганимедом, Іо і Європою [1], і отримала своє ім'я, як і інші Галілеєві супутники, в честь однієї з коханих давньогрецького бога Зевса. Каллісто згадується як німфа (або, відповідно до безлічі джерел, як дочка Ликаона), пов'язана з богинею полювання, Артемідою [19]. Назва для супутника запропонував Симон Марій незабаром після відкриття [20]. Марій приписував думки про найменування галілеєвих супутників Йогану Кеплеру [19], однак, сучасні назви галілеєвих супутників не знаходили широкого вживання аж до середини 20 століття. У безлічі ранньої астрономічної літератури Каллісто згадується як Юпітер IV (за системою запропонованої Галілео) або як "четвертий супутник Юпітера" [21]. Ад'єктивних формою назви супутника в науковій літературі буде: Каллістоніанскій-а [22].


2. Орбіта і обертання

Каллісто (внизу і зліва), Юпітер (нагорі і праворуч) і Європа (нижче і лівіше Великої Червоної Плями). Фото було зроблено з борту КА " Кассіні "

Каллісто - зовнішня з чотирьох галілеєвих лун. Її орбіта пролягає на відстані в 1882000 км від Юпітера і становить приблизно 26,3 його радіусів (71492 км) [2]. Це значно більше, ніж орбітальний радіус наступного, найближчого до Каллісто, супутника Ганімеда, який складає 1070000 км. Завдяки відносно віддаленій орбіті, Каллісто не знаходиться і ймовірно ніколи не перебувала в орбітальному резонансі з трьома іншими галілеєвих супутників [8].

Як і більшість регулярних супутників планет (що обертаються в напрямку обертання планети), Каллісто обертається синхронно з власним орбітальним рухом [3]. Таким чином, тривалість дня на Каллісто становить 16,7 Земних діб. Орбіта супутника характеризується невеликим ексцентриситетом і нахилом до екватору Юпітера, які змінюються квазі-періодично через Сонячних і планетарних гарвітаціонних збурень протягом століть. Діапазон змін становить 0,0072-0,0076 та 0,20-0,60 , відповідно [8]. Ці орбітальні обурення також змушують осьової нахил (кут відхилення осі обертання небесного тіла від перпендикуляра до площини його орбіти) варіюватися між 0,4 і 1,6 [23]. Своєрідна "динамічна ізольованість" Каллісто зіграла свою роль, і супутник ніколи не піддавався впливу приливного розігріву. Саме це мало важливі наслідки для надр супутника і його геологічної еволюції [24]. Таку відстань від Юпітера означає також, що потік заряджених частинок від планетарної магнітосфери на поверхні Каллісто відносно низький - приблизно в 300 разів нижче, ніж на Європі. Отже, на відміну від інших галілеєвих лун, радіація не зіграла важливу роль у формуванні зовнішнього вигляду поверхні супутника [9]. Рівень радіації на поверхні Каллісто еквівалентний дозі в приблизно 0,01 бер (0,1 МЗв) на добу [25].


3. Фізичні характеристики

3.1. Склад

Близький інфрачервоний спектр темних кратерірованних рівнин (червоний) і ударного кратера Асгард (блакитний), показує значну присутність водяного льоду (лінії поглинання з 1 до 2 мкм) [26] і менше достаток гірських порід всередині кратера Асгард.

Середня щільність на Каллісто дорівнює 1,83 г / см 3 [3], що припускає під собою відносно рівну кількість водяного льоду і гірських порід з додатковими включеннями у вигляді "летючих льодів" (наприклад, аміачного льоду) [10]. Масова частка льодів Каллісто, приблизно складає 49-55% [10] [16]. Точний склад гірських порід супутника не відомий, але ймовірно він близький до складу звичайних хондритів класу L / LL, для яких характерний низький вміст вільного заліза, невеликий відсоток чистого металевого заліза і більше значення оксидів заліза, ніж для хондритів класу H. Співвідношення між залізом і кремнієм в Каллісто становить 0,9:1,3 (для прикладу, на Сонці дане співвідношення приблизно дорівнює 1:8) [10].

Альбедо поверхні Каллісто приблизно дорівнює 20% [4]. Склад поверхні Каллісто, як вважають, в цілому збігається з загальним для Каллісто складом. Близька інфрачервона спектроскопія виявила смуги поглинання водяного льоду на довжинах хвиль 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 і 3,0 мікрометрів [4]. Здається, що водяний лід на поверхні Каллісто зустрічається повсюдно, і за різними оцінками його масова частка буде дорівнює від 25 до 50% [11]. Аналіз ближніх інфрачервоних і ультрафіолетових спектрів у високій якості, отриманих завдяки КА " Галілео за рахунок наземних спостережень, виявив значну частину матерії, не складається з льоду: магній і залізо, містять гідратовані силікати [4], вуглекислий газ [27], сірчистий газ [28], а також, ймовірно, аміак і різні органічні сполуки [4] [11]. Крім того, спектральні дані вказують на надзвичайну неоднорідність поверхні супутника в локальних масштабах. Невеликі яскраві плями чистого водяного льоду хаотично перемішуються з сумішшю з гірських порід і льоду, розширюючи темні області супутника, що складаються з не льодів [4] [12].

Поверхні Каллісто властива асиметрія: провідне півкуля (півкуля, що перебуває в напрямку орбітального руху [G] ) Темніше, ніж ведене. У цьому відношенні Каллісто сильно відрізняється від інших галілеєвих супутників, де все це навпаки [4]. Ведене півкуля [G] , Судячи з усього, багато вуглекислим газом, тоді як провідне півкуля більшою мірою сірчистим газом [29]. Безліч відносно молодих ударних кратерів (на кшталт кратера Адлінди) сприяють великій кількості вуглекислого газу на супутнику [29]. В цілому, хімічний склад поверхні Каллісто, особливо темні області, швидше за все близький до поміченого на астероїдах D класу [12], поверхня яких складається з вуглецевмісний матерії.


3.2. Внутрішня структура

Модель внутрішньої будови Каллісто на якій можна розрізнити Ледяєв кору, можливий рідкий водний океан і ядро ​​з льодів і гірських порід

Сильно кратерірованний поверхневий шар Каллісто спочиває на холодній і жорсткої крижаній літосфері, товщина якої за різними оцінками становить від 80 до 150 км [10] [16]. Якщо дослідження магнітних полів навколо Юпітера і його супутників були інтерпретовані вірно, то під крижаною корою може перебувати солоний океан глибиною 50-200 км [10] [16] [30] [31]. Було виявлено, що Каллісто відповідає на фонове магнітне поле Юпітера як ідеальна проводить сфера: поле не може проникнути в надра супутника, що припускає собою наявність цілого шару з електропровідного рідини товщиною не менше 10 км [31]. Існування океану стає більш ймовірним, якщо припустити наявність у ньому невеликих доз аміаку чи іншого антифризу з масовою часткою в 5% від сукупної маси рідини [16]. У такому випадку, глибина океану може доходити до 250-300 км [10]. Спочиваюча над океаном літосфера також може бути куди товщі, ніж вважається, і її товщина може досягати 300 км.

Нижче літосфери і передбачуваного океану, надра Каллісто, судячи з усього, не складається повністю з однорідною або неоднорідною маси. Дані з " Галілео " [3] (з урахуванням особливо низькими момент інерції [H] , Визначеного в моменти близьких прольотів від супутника і рівного приблизно 0,3549 0,0042) дозволяють припустити, що ядро Каллісто складається з пресованих льодів і гірських порід, концентрація яких збільшується з глибиною [10] [32]. Іншими словами, Каллісто лише частково диференційована. Щільність і момент інерції відповідають наявності в центрі супутника маленького ядра, що складається з силікатів. У кожному разі, радіус такого ядра не може перевищувати 600 км з передбачуваний щільністю від 3,1 до 3,6 г / см 3 [3] [10]. Надра Каллісто разюче відрізняються від надр Ганімеда, які, судячи з усього, диференційовані повністю [11] [33].


3.3. Геоструктури

Зображення отримане КА Галілео, на якому видно кратерірованние рівнини з вираженим локальним вирівнюванням поверхні супутника

Давня поверхню Каллісто - одна з найбільш сильно кратерірованних в Сонячній системі [34]. Фактично, щільність кратерів на поверхні супутника настільки велика, що майже кожен новий ударний кратер накладається поверх старого або лягає так близько до сусіднього, що його руйнує. Великомасштабна геологія Каллісто відносно проста: на супутнику немає ніяких великих гір, вулканів і подібних ендогенних тектонічних геоструктур [35]. Ударні кратери і багатокільцеву геоструктури разом з пов'язаними розломами, уступами і відкладеннями - єдині великі геоструктури, помітні на поверхні [12] [35].

Поверхня Каллісто можна розподілити на наступні геологічно відмінні регіони: кратерірованние рівнини, світлі рівнини, яскраві і темні гладкі рівнини, а також різні елементи пов'язані з ударними кратерами і частинами багатокільцеву геоструктур. [12] [35] Кратерірованние рівнини покривають більшу частину поверхні супутника, і переважно представляють із себе суміш з льодів і гірських порід. Світлі рівнини не так поширені і представлені на поверхні як вмістилища яскравих ударних кратерів на зразок Бура і Лофна, а також слідів, від більш древніх і великих кратерів відомих як палімпсести, [I] центральних регіонів багатокільцеву геоструктур, і ізоліроаннимі ділянками на кратерірованних рівнинах. [12] Імовірно, світлі рівнини являють собою відкладення від ударних зіткнень з Каллісто крижаних, або частково крижаних астероїдів. Яскраві, згладжені рівнини рідко зустрічаються на поверхні Каллісто і представлені в основному в районі западин і борозен близько Вальхалли і Асгарда, або деякими ділянками кратерірованних рівнин. Спочатку вважалося що вони пов'язані з ендогенною активністю супутника, але фотографії у високій якості зроблені КА Галілео демонструють що яскраві і гладкі рівнини пов'язані з потрісканої і горбистою поверхнею, і не показують ознак геоактівного походження. [12] Зображення з КА Галілео також дозволили розрізнити невеликі, темні, згладжені райони з площею покриття менше ніж 10,000 км 2, які оточені рельєфом. Можливо це відкладення кріовулканіческой діяльності. [12] І світлі і решта згладжені рівнини судячи з усього кілька молодший і менш кратерірованни ніж фонові кратерірованние рівнини. [12] [36]

Ударний кратер Хар з центральним куполом. Ланцюжок кратерів у верхньому правому куті зображення - сліди формування іншого ударного кратера під назвою Тіндр

Ударні кратери різняться розмірами від 0.1 км-ліміту певного роздільною здатністю камер КА-до більш ніж 100 км, за винятком мультікольцевих структур. [12] Невеликі кратери, з діаметрами менш ніж 5 км, мають округлу форму або вдають із себе чашу з плоским дном . Кратери з размрамі від 5 до 40 км зазвичай мають піднесення в самому центрі. Більш великі ударні кратери, з розмірами а межах 25 - 100 км, замість центрального піднесення мають центральну виїмку, як наприклад Тіндр crater. [12] Найбільші кратери з розмірами від 60 км можуть мати в центрі свого роду "купола", що є наслідком тектонічного підйому після зіткнення; [12] як приклад можна привести дох і Хар. Невелике число найбільших кратерів з діаметром понад 100 км і яскраві ударні кратери характерні аномальної геометрією центрального купола. Зазвичай вони не неглибокі і можуть бути перехідними формами ландшафту від кратерів до багатокільцеву геоструктури, як наприклад ударний кратер Лофн. [12] Кратери Каллісто в своїй більшості більш ніж неглибокі місячні.

Зображення Вальхали, множественно-кільцевої ударної геоструктури ударного характеру, з діаметром близько 3800 км, отримане КА Вояджер-1

Найбільші геоструктури на Каллісто - багатокільцеву басейни. [12] [35] Два з них найбільші. Вальхалла найбільший, з яскравим центральним регіоном 600 кілометрів діаметром, і кільцями розходяться від нього на відстань до 1,800 кілометрів від центру (см.ізображеніе). [37] Другий найбільший - Асгард, приблизно 1,600 кілометрів діаметром. [37] багатокільцеву структури як вважається слідство концентричного утворення тріщин після ударного зіткнення небесних тіл з переважно крижаної літосферою Каллісто лежить на шарі з м'якої або рідкої матерії, наприклад ймовірного підповерхневого океану. [22] На поверхні Каллісто також можна розрізнити так звані "катени", наприклад катенах Гомул, які являють собою довгі ланцюжки з ударних кратерів вишикувалися за суворими, прямих лініях на поверхні Каллісто. Ймовірно вони наслідок зіткнення з поверхнею Каллісто залишків об'єктів які були зруйновані приливними силами підійшовши надмірно близько до Юпітера ще до зіткнення з Каллісто, або дуже високо-похилих ударних зіткнень. [12] Історичним прикладом можуть служити 13 ланцюжків з кратерів надісланих на Каллісто кометою Шумейкеров-Леві 9.

Як говорилося вище, на поверхні Каллісто були виявлені невеликі ділянки чистого водяного льоду з альбедо вище 80%, оточені більш темною матерією. [4] Фото з ​​високою роздільною здатністю отримані КА Галілео дозволяють розрізнити що ці яскраві ділянки поверхні переважно розташовані на піднесених геоструктури: на валах кратерів, уступах, гребенях і буграх. [4] Ймовірно вони представляють із себе тонкі відкладення з водяного інею. Темна матерія ж зазвичай знаходиться в оточенні низовин, оточує яскраві ділянки і здається щодо гладкою і рівною. Нерідко вона формує собою ділянки 5 км поперечником на дні кратера і в міжкратерів пониженнях. [4]

Два зсуву 3-3,5 кілометра довжиною видно на правій стороні дна у двох великих кратерів справа

На масштабах менш ніж кілометр - поверхня Каллісто найбільше схильна деградації ніж поверхні інших крижаних галілеєвих лун. [4] На поверхні Каллісто спостерігається дефіцит невеликих ударних кратерів з діаметрами менше 1 км в порівнянні з приміром темними рівнинами Ганімеда. [12] Замість невеликих кратерів , майже повсюдно можна помітити невеликі горби і западини. [4] Як вважається, горби представляють собою останки валів кратерів деградованих через не до кінця зрозумілих процесів. [13] Найбільш ймовірна причина: повільна сублімація льодів, начінающаюся при температурі піднімається до 165 До під сонячними променями. [4] Така сублімація води чи інших летючих сполук з "забрудненого льоду" і викликає деструкцію валів оточуючих кратери. Не крижані складові валів формують осколкові обвали убуваючі разом з нахилом валів кратера. [13] Такі обвали часто спостерігаються і у районі від кратерів і всередині них і в науковій літературі отримали назву "осколкового фартуха". [4] [12] [13] Іноді кратерного вали руйнуються за дотичного формування так званих "ярів", звивистих, подібних долинах борознах нагадують схожі геоструктури на Марсі. [4] Якщо гіпотеза про сублімацію льодів вірна, то які у низовинах темні ділянки поверхні складаються з переважно гірських порід, які спочатку лежали в валах оточуючих кратери а потім накрили собою переважно крижану поверхню Каллісто.

Приблизний вік тієї чи іншої поверхні, геоструктури на Каллісто визначається щільністю її кратерірованнія. Чим старіше поверхню, тим щільніше вона кратерірованна. [38] Абсолютна геохронологія Каллісто неясна, але грунтуючись на теоретичних викладках, в основному кратерірованние рівнини мають вік в ~ 4.5 мільярдів років, приблизно наближаючись до часів формування Сонячної системи. Вік багатокільцеву структур і різних ударних кратерів залежить від обраного рівня і фону кратерірованнія, і оцінюється різними авторами від 1 до 4 мільярдів років. [12] [34]


3.4. Атмосфера і Іоносфера

Індуковане магнітне поле навколо Каллісто

У Каллісто була виявлена ​​дуже тонка атмосфера з вуглекислого газу. [6] Вона була зафіксована спектрометром для картування в ближній інфрачервоній області (NIMS) на борту КА Галілео по лініях поглинання на довжині хвиль в 4.2 мікрометра. Приповерхневе тиск - оцінюється в приблизно 7.5 10 -12 бар (0.75 мкПа), а щільність частинок в 4 10 8 см -3. Оскільки така тонка атмосфера була б втрачена за 4 дні (див. Дисипація атмосфер планет), вона повинна постійно поповнюватися, очевидно завдяки сублімації вуглекислого газу у формі льоду, [6] що додатково підтверджує гіпотезу про деградацію валів кратерів і формуванні із залишкових гірських порід горбів завдяки сублімації льодів.

Іоносфера у Каллісто також була виявлена ​​саме під час прольоту КА Галілео; [14] та її висока електронна щільність в 7-17 10 4 см -3 не може пояснюватися фотоіонізації одного лише атмосферного вуглекислого газу. Отже, є підстави для підозр у тому - що атмосфера Каллісто насправді складається в основному з молекулярного кисню (у кількостях які в 10-100 раз перевищують масову частку вуглекислого газу. [7]

Однак, кисень ще на даний момент в атмосфері Каллісто не був зафіксований безпосередньо. Спостереження з Хаббла (HST) дозволили встановити верхню межу для його можливої ​​концентрації в атмосфері, що базується на давні спроби його виявлення, і збігається з вимірюваннями іоносфери супутника Галілео. [39] Одночасно з цим HST зафіксував ущільнений кисень в льодах на поверхні Каллісто. [40]


4. Походження і еволюція

Часткова диференціація Каллісто (виведена з вимірів инерциального моменту) означає, що супутник ніколи не нагрівався достатньо, щоб розтопити льоди складові його чималу частину. [16] Тому, найбільш ймовірна модель формування супутника припускає під собою повільну акреції низько-плотностной юпітеріанской прототуманності -диска з газів і пилу оточував Юпітер після його формування. [15] Така тривала і повільна стадія аккреции дозволила б супутнику охолоджуватися, не відстаючи від акумулювання тепла, викликаного ударними зіткненнями, радіоактивним розпадом і ущільненням супутника, запобігаючи таким чином плавлення льоду і швидку диференціацію. [15] Допустимий часовий проміжок, протягом якого імовірно формувався супутник, знаходиться між 0.1 мільйоном-10 мільйонами років. [15]

Фото еродують (вище) і повністю еродованих (нижче) бугрів (~ 100 м заввишки), можливо сформувалися з матерії, викинутої при ударному зіткненні із супутником

Подальша еволюція Каллісто після аккреции була зумовлена ​​балансом між радіоактивним нагріванням, охолодженням через теплоперенос поблизу від поверхні, а також твердою або напівтвердої конвекцією в надрах. [24] Деталі напівтвердої конвекції в льодах - це головна проблема невизначеності в моделях всіх крижаних супутників. Відомо, що вона починається при температурі близькій до температурі плавлення, завдяки температурної залежності крижаній в'язкості. [41] Напівтверда конвекція в Ледяєв супутниках це повільний процес з переміщеннями льоду на приблизно 1 сантиметр на рік, але незважаючи на це є ефективним механізмом охолоджуючим на тривалих часових відрізках. [41] Поступово це переходить в так званий "режим закритої кришки" , коли жорсткий, і холодний зовнішній шар супутника проводить тепло без конвекції, тоді як льоди під ним знаходяться в стані напівтвердої конвекції. [16] [41] У випадку Каллісто, зовнішній проводить рівень - представляє собою тверду і холодну літосферу товщиною близько 100 км, що досить ефективно перешкоджає зовнішніми проявами ендогенної активності на супутнику. [41] [42] Конвекція в надрах Каллісто може бути багаторівневою, тому що завдяки передбачуваному високому тиску, водяний лід повинен перебувати там в різних кристалічних фазах починаючи з Льоду I на поверхні і закінчуючи Льодом VII в центрі. [24] Рано почалася напівтверда конвекція в надрах Каллісто запобігла великомасштабне плавлення льоду і якусь би там не було диференціацію, яка інакше сформувала б ядро з гірських порід і крижану мантію. Завдяки конвекції, однак, дуже повільною і часткового виділення і диференціації гірських порід і льодів в надрах Каллісто, процес триває вже мільярди років, і очевидно до цього дня. [42]

Поточне розуміння формування та еволюції Каллісто включає в себе існування підповерхневого океану з рідкої води. Це пов'язується з аномальними поведінкою льоду I при температурі плавлення, яка зменшується з тиском, досягаючи температури в 251 K при 2,070 барах (207 МПа). [16] У всіх реалістичних моделях - температура на рівні між 100 і 200 км дуже близька або трохи перевищує таку аномальну температуру плавлення. [24] [41] [42] Присутність навіть невеликих кількостей аміаку -навіть близько 1-2% в масовій частці-майже гарантує існування рідини, тому що аміак знизив би температуру плавлення навіть більше. [16]

Хоча Каллісто і нагадує принаймні зовні Ганімед, у неї була набагато простіша геологічна історія. Поверхня Каллісто формувалася здається переважно ударними зіткненнями та іншими екзогенними силами. [12] На відміну від сусіднього Ганімеда з його борознистим поверхнями, є невеликі натяки на тектонічну активність. [11] Пояснення, які були запропоновані для відмінностей між внутрішнім нагрівом, наступною диференціацією і геологічної активністю Каллісто і Ганімеда, пов'язані з відмінностями в умовах формування, [43] значущим для Ганімеда приливні розігрівом, [44] і великою кількістю високоенергетичних ударних зіткнень отриманих Ганимедом за часів так званої пізнього важкого бомбардування. [45] [46] [47] Щодо проста геологічна історія Каллісто служить відправною точкою для планетологів для порівняння її з більш складними і активними світами і супутниками. [11]

Зіставлення розміром Землі, Місяця і Каллісто

5. Можливість життя в океані

Як і у випадку Європи і Ганімеда, популярна ідея про можливість існування в підповерхневому океані Каллісто позаземної микробиальной життя. [17] Однак, на Каллісто умови для життя дещо гірше ніж на Європі або Ганімеді. Основні причини: недостатність зіткнення з гірськими породами і низький тепловий потік від надр супутника. [17] Вчений Торренс Джонсон сказав наступне про відмінність умов життя на Каллісто від інших галілеєвих супутників: [48]

Основними компонентами важливими для виникнення життя-званими 'пре-біотичної хіміей'-володіють безліч об'єктів Сонячної системи, на зразок комет, астероїдів і крижаних супутників. Біологи сходяться на тому що обов'язковою умовою для життя служить наявність джерела енергії та рідкої води, таким чином було б цікаво знайти воду в рідкій формі поза Землею. Але наявність потужного джерела енергії також важливо, а зараз океан Каллісто гріється лише за рахунок радіоактивного розпаду, тоді як океан Європи ще й приливними силами, завдяки близькості до Юпітера.

Якщо грунтуватися на згаданих вище міркуваннях і інших наукових спостереженнях, то серед всіх галілеєвих лун у Європи найбільші шанси на підтримку життя в принаймні формі бактерій. [17] [49]


6. Дослідження

Піонер-10 і Піонер-11 пройшли поблизу від Юпітера в 1970-их додали трохи свіжої інформації про Каллісто в порівнянні з тим що вже було відомо завдяки наземним спостереженням. [4] Справжнім проривом було дослідження супутника КА Вояджер-1 і 2 при прольоті в 1979-1980 роках. Вони дозволили провести фотографування більш ніж половини поверхні супутника з роздільною здатністю в 1-2 км, і провести точні виміри маси, форми і температур. [4] Нова епоха досліджень тривала з 1994 по 2003, коли КА Галілео скоєно вісім близьких прольотів від Каллісто, а під час останнього прогону по орбіті C30 в 2001 пройшов на відстані в 138 км від поверхні супутника. Галілео провів глобальне фотографування поверхні супутника і зробив чимало фотографій з роздільною здатністю до 15 метрів у випадку деяких окремих районів супутника. [12] У 2000, КА Кассіні перебуваючи в польоті до системи Сатурна отримав інфрачервоні спектри галілеєвих лун включаючи Каллісто з високим дозволом. [27] У лютому-березні 2007 року, КА Нові горизонти перебуваючи в дорозі до Плутона отримав нові зображення Каллісто в різних спектрах. [50]

Запропонована до запуску в 2020 році Europa Jupiter System Mission (EJSM), представляє з себе спільний проект НАСА / ЄКА з дослідження місяців Юпітера і його магнітосфери. У лютому 2009 ЄКА та НАСА підтвердили що місії був привласнений вищий пріоритет ніж Titan Saturn System Mission. [51] Вклад ЄКА в місію ще стикається з проблемами фінансування з за одночасного підтримування інших проектів ЄКА. [52] EJSM складатиметься приблизно з 4 апаратів: Jupiter Europa Orbiter (НАСА), Jupiter Ganymede Orbiter (ЄКА), і можливо Jupiter Magnetospheric Orbiter ( JAXA) а також Jupiter Europa Lander ( ФКА).


7. Потенціал для колонізації

База на Каллісто в поданні художника [53]

Починаючи з 1980 років Каллісто вважається привабливою метою для пілотованого космічного польоту після аналогічної місії на Марс завдяки тому, що лежить поза радіаційного поясу Юпітера [54]. У 2003 НАСА провела концептуальне дослідження під назвою Human Outer Planets Exploration (HOPE рус. Надія) в якому було розгляну майбутнє освоєння людством Зовнішньої Сонячної системи. Однією з детально розглянутих цілей була Каллісто [18] [55].

Було запропоновано в перспективі побудувати на супутнику станцію з переробки і виробництва палива з навколишніх льодів для КА, що прямують для дослідження більш віддалених областей Сонячної системи, крім цього лід можна було б використовувати і для видобутку води [53]. Одним з переваг підстави такої станції саме на Каллісто вважається низький рівень радіаційного випромінювання (завдяки віддаленості від Юпітера) і геологічна стабільність. З поверхні супутника можна було б віддалено, майже в режимі реального часу досліджувати Європу, а також створити на Каллісто проміжну станцію для обслуговування КА прямують до Юпітера для здійснення гравітаційного маневру в напрямку зовнішньої Сонячної системи після того як вони покинуть супутник [18]. Дослідження називає програму EJSM - передумовою до пілотованого польоту. Вважається, що до Каллісто відправиться від одного до трьох міжпланетних кораблів, один з яких буде нести екіпаж, а решта - наземну базу, пристрій для видобутку води і реактор для вироблення енергії. Передбачувана тривалість перебування на поверхні супутника: від 32 до 123 діб; сам політ, як вважається, займе від 2 до 5 років.

У вищезгаданому звіті НАСА за 2003 рік, було припущено, що пілотована місія до Каллісто буде можлива до 2040-их років, а також були згадані технології які повинні бути розроблені і випробувані до зазначеного терміну, ймовірно до і під час пілотованих польотів до Місяця і Марса [56] [57].


8. Дивіться також

9. Нотатки

  1. ^ Апоапсіда виводиться з великої півосі (a) і ексцентриситету орбіти (e): a (1 + e) .
  2. ^ Періапсіда виводиться з великої півосі (a) і ексцентриситету орбіти (e): a (1 - e) .
  3. ^ Площа поверхні виведена з радіусу (r): r 2 .
  4. ^ Обсяг виведений з радіусу (r): \ Frac {4} {3} \ pi r ^ 3 .
  5. ^ Прискорення вільного падіння на екваторі виведено з маси (m), і гравітаційної постійної (G) а також радіусу (r): \ Frac {Gm} {r ^ 2} .
  6. ^ Перша космічна швидкість для Каллісто обчислена виходячи з маси (m), гравітаційної постійної (G) а також радіусу (r): \ Textstyle \ sqrt {\ frac {2Gm} {r}} .
  7. ^ Провідне півкуля - півкуля звернене в напрямку орбітального руху; ведене півкуля направлено в протилежну сторону.
  8. ^ Невеликий інерціальної момент Каллісто був виведений з рівняння I / (mr 2), де I інерціальної момент, m маса, і r максимальний радіус. Значення 0.4 притаманне однорідним сфероидальним тіл, але значення нижче 0.4 говорить про те що щільність підвищується з глибиною.
  9. ^ У разі крижаних супутників, палімпсести визначаються як круглі, яскраві геоструктури, ймовірно залишки древніх ударних кратерів; (С) Greeley. 2000. [12]

Примітки

  1. 1 2 Galilei, G.; Sidereus Nuncius - www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html (March 13, 1610)
  2. 1 2 3 4 5 6 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters - ssd.jpl.nasa.gov /? sat_elem. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Anderson, JD; Jacobson, RA; McElrath, TP; et al. (2001). "Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto". Icarus 153 (1): 157-161. DOI : 10.1006/icar.2001.6664 - dx.doi.org/10.1006/icar.2001.6664. Bibcode : 2001Icar .. 153 .. 157A - adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..153..157A.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Moore, Jeffrey M. (2004), "Callisto" - lasp.colorado.edu / ~ espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf, in Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB, Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge University Press , < http://lasp.colorado.edu/ ~ espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf - lasp.colorado.edu / ~ espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf>
  5. Classic Satellites of the Solar System - www.oarval.org / ClasSaten.htm. Observatorio ARVAL.
  6. 1 2 3 4 5 Carlson, RW; et al. (1999). " A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto - trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf "(PDF). Science 283 (5403): 820-821 . DOI : 10.1126/science.283.5403.820 - dx.doi.org/10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. Bibcode : 1999Sci ... 283 .. 820C - adsabs.harvard.edu/abs/1999Sci...283..820C.
  7. 1 2 3 Liang, MC; Lane, BF; Pappalardo, RT; et al. (2005). " Atmosphere of Callisto - yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto 05/Liang_callisto_05.pdf "(PDF). Journal of Geophysics Research 110 (E2): E02003. DOI : 10.1029/2004JE002322 - dx.doi.org/10.1029/2004JE002322. Bibcode : 2005JGRE .. 11002003L - adsabs.harvard.edu/abs/2005JGRE..11002003L.
  8. 1 2 3 Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). "Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites". Icarus 159 (2): 500-504. DOI : 10.1006/icar.2002.6939 - dx.doi.org/10.1006/icar.2002.6939. Bibcode : 2002Icar .. 159 .. 500M - adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M.
  9. 1 2 Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. (2001). " Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites - icymoons.com / europaclass / Cooper_gllsat_irrad.pdf "(PDF). Icarus 139 (1): 133-159. DOI : 10.1006/icar.2000.6498 - dx.doi.org/10.1006/icar.2000.6498. Bibcode : 2001Icar .. 149 .. 133C - adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..149..133C.
  10. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Kuskov, OL; Kronrod, VA (2005). "Internal structure of Europa and Callisto". Icarus 177 (2): 550-369. DOI : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 - dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2005.04.014. Bibcode : 2005Icar .. 177 .. 550K - adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K.
  11. 1 2 3 4 5 6 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). " The Galilean Satellites - www.lpl.arizona.edu/ ~ showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf "(PDF). Science 286 (5437): 77-84. DOI : 10.1126/science.286.5437.77 - dx.doi.org/10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
  12. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 Greeley, R.; Klemaszewski, JE; Wagner, L.; et al. (2000). "Galileo views of the geology of Callisto". Planetary and Space Science 48 (9): 829-853. DOI : 10.1016/S0032-0633 (00) 00050-7 - dx.doi.org/10.1016/S0032-0633 (00) 00050-7. Bibcode : 2000P & SS ... 48 .. 829G - adsabs.harvard.edu/abs/2000P & SS ... 48 .. 829G.
  13. 1 2 3 4 Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. (1999). "Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission". Icarus 140 (2): 294-312. DOI : 10.1006/icar.1999.6132 - dx.doi.org/10.1006/icar.1999.6132. Bibcode : 1999Icar .. 140 .. 294M - adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..140..294M.
  14. 1 2 Kliore, AJ; Anabtawi, A; Herrera, RG; et al. (2002). "Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations". Journal of Geophysics Research 107 (A11). DOI : 10.1029/2002JA009365 - dx.doi.org/10.1029/2002JA009365. Bibcode : 2002JGRA.107kSIA19K - adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K.
  15. 1 2 3 4 Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). " Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion - www.boulder.swri.edu/ ~ robin/cw02final.pdf "(PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3404-3423. DOI : 10.1086/344684 - dx.doi.org/10.1086/344684. Bibcode : 2002AJ .... 124.3404C - adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124.3404C.
  16. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Spohn, T.; Schubert, G. (2003). " Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? - lasp.colorado.edu / icymoons / europaclass / Spohn_Schubert_oceans.pdf "(PDF). Icarus 161 (2): 456-467. DOI : 10.1016/S0019-1035 (02) 00048-9 - dx.doi.org/10.1016/S0019-1035 (02) 00048-9. Bibcode : 2003Icar .. 161 .. 456S - adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..161..456S.
  17. 1 2 3 4 Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (2004). " Astrobiology of Jupiter's Icy Moons - learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf "(PDF). Proc. SPIE 5555. DOI : 10.1117/12.560356 - dx.doi.org/10.1117/12.560356.
  18. 1 2 3 Trautman, Pat; Bethke, Kristen Revolutionary Concepts For Human Outer Planet Exploration (HOPE) - www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf (PDF). NASA (2003).
  19. 1 2 Satellites of Jupiter - galileo.rice.edu / sci / observations / jupiter_satellites.html. The Galileo Project.
  20. Marius, S. - galileo.rice.edu / sci / marius.htmlMundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici - 1614.
  21. Barnard, EE (1892). " Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter - adsabs.harvard.edu / / full/seri/AJ.../0012 / / 0000081.000.html ". Astronomical Journal 12: 81-85. DOI : 10.1086/101715 - dx.doi.org/10.1086/101715. Bibcode : 1892AJ ..... 12 ... 81B - adsabs.harvard.edu/abs/1892AJ.....12...81B.
  22. 1 2 Klemaszewski, JA; Greeley, R. Geological Evidence For An Ocean On Callisto - www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (2001).
  23. Bills, Bruce G. (2005). "Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter". Icarus 175 (1): 233-247. DOI : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 - dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2004.10.028. Bibcode : 2005Icar .. 175 .. 233B - adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B.
  24. 1 2 3 4 Freeman, J. (2006). " Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto - bowfell.geol.ucl.ac.uk / ~ lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf "(PDF). Planetary and Space Science 54 (1): 2-14. DOI : 10.1016/j.pss.2005.10.003 - dx.doi.org/10.1016/j.pss.2005.10.003. Bibcode : 2006P & SS ... 54 .... 2F - adsabs.harvard.edu/abs/2006P & SS ... 54 .... 2F.
  25. Frederick A. Ringwald SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) - zimmer.csufresno.edu / ~ fringwal/w08a.jup.txt. California State University, Fresno (29 лютого 2000). (Webcite from 2009-09-20) - www.webcitation.org/5jwBSgPuV
  26. Clark, RN (1981-04-10). " Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65-2.5 μm - www.agu.org/pubs/crossref/1981/JB086iB04p03087.shtml ". Journal of Geophysical Research 86 (B4): 3087-3096. DOI : 10.1029/JB086iB04p03087 - dx.doi.org/10.1029/JB086iB04p03087. Bibcode : 1981JGR .... 86.3087C - adsabs.harvard.edu/abs/1981JGR....86.3087C. Перевірено 2010-03-03.
  27. 1 2 Brown, RH; Baines, KH; Bellucci, G.; et al. (2003). "Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter". Icarus 164 (2): 461-470. DOI : 10.1016/S0019-1035 (03) 00134-9 - dx.doi.org/10.1016/S0019-1035 (03) 00134-9. Bibcode : 2003Icar .. 164 .. 461B - adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B.
  28. Noll, KS Detection Of SO 2 on Callisto with the Hubble Space Telescope - www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (1996).
  29. 1 2 Hibbitts, CA; McCord, TB; Hansen, GB Distributions Of CO 2 and SO 2 on the Surface of Callisto - www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (1998).
  30. Khurana, KK; et al. (1998). " Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto - www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf "(PDF). Nature 395 (6704): 777-780. DOI : 10.1038/27394 - dx.doi.org/10.1038/27394. PMID 9796812. Bibcode : 1998Natur.395 .. 777K - adsabs.harvard.edu/abs/1998Natur.395..777K.
  31. 1 2 Zimmer, C.; Khurana, KK (2000). " Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations - www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf "(PDF). Icarus 147 (2): 329-347. DOI : 10.1006/icar.2000.6456 - dx.doi.org/10.1006/icar.2000.6456. Bibcode : 2000Icar .. 147 .. 329Z - adsabs.harvard.edu/abs/2000Icar..147..329Z.
  32. Anderson, JD; Schubert, G.; Jacobson, RA; et al. (1998). " Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto - trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf "(PDF). Science 280 (5369): 1573-1576 . DOI : 10.1126/science.280.5369.1573 - dx.doi.org/10.1126/science.280.5369.1573. PMID 9616114. Bibcode : 1998Sci ... 280.1573A - adsabs.harvard.edu/abs/1998Sci...280.1573A.
  33. Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). "Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites". Icarus 157 (1): 104-119. DOI : 10.1006/icar.2002.6828 - dx.doi.org/10.1006/icar.2002.6828. Bibcode : 2002Icar .. 157 .. 104S - adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..157..104S.
  34. 1 2 Zahnle, K.; Dones, L. (1998). " Cratering Rates on the Galilean Satellites - lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf "(PDF). Icarus 136 (2): 202-222. DOI : 10.1006/icar.1998.6015 - dx.doi.org/10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Bibcode : 1998Icar .. 136 .. 202Z - adsabs.harvard.edu/abs/1998Icar..136..202Z.
  35. 1 2 3 4 Bender, KC; Rice, JW; Wilhelms, DE; Greeley, R. (1997). " Geological map of Callisto - astrogeology.usgs.gov / Projects / PlanetaryMapping / DIGGEOL / galsats / callisto / jcglobal.htm ".
  36. Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (March 12-16, 2001). " Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation - www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf "(PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference.
  37. 1 2 Шаблон: Cite map
  38. Chapman, CR; Merline, WJ; Bierhaus, B.; et al. Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results - www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI (1997).
  39. Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. (2002). "Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor". The Astrophysical Journal 581 (1): L51-L54. DOI : 10.1086/345803 - dx.doi.org/10.1086/345803. Bibcode : 2002ApJ ... 581L .. 51S - adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S.
  40. Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. (2002). " Condensed O2 on Europa and Callisto - www.boulder.swri.edu/ ~ spencer/o2europa.pdf "(PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3400-3403. DOI : 10.1086/344307 - dx.doi.org/10.1086/344307. Bibcode : 2002AJ .... 124.3400S - adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124.3400S.
  41. 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. (2006). "On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto". Icarus 183 (2): 435-450. DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 - dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2006.03.004. Bibcode : 2006Icar .. 183 .. 435M - adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M.
  42. 1 2 3 Nagel, Ka; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). "A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto". Icarus 169 (2): 402-412. DOI : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 - dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2003.12.019. Bibcode : 2004Icar .. 169 .. 402N - adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N.
  43. Barr, AC; Canup, RM (2008-08-03). "Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites". Icarus 198 (1): 163-177. DOI : 10.1016/j.icarus.2008.07.004 - dx.doi.org/10.1016/j.icarus.2008.07.004. Bibcode : 2008Icar .. 198 .. 163B - adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..198..163B. Перевірено 2010-03-01.
  44. Showman, AP; Malhotra, R. (1997-03). "Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede". Icarus 127 (1): 93-111. DOI : 10.1006/icar.1996.5669 - dx.doi.org/10.1006/icar.1996.5669. Bibcode : 1997Icar .. 127 ... 93S - adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..127...93S. Перевірено 2010-03-01.
  45. Baldwin, E. Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy - www.astronomynow.com/news/n1001/25galilean/. Astronomy Now Online - www.astronomynow.com. Astronomy Now (25 січня 2010).
  46. Barr, AC; Canup, RM (March 2010). " Origin of the Ganymede / Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment - www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/1158.pdf ". 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). .
  47. Barr, AC; Canup, RM (2010-01-24). " Origin of the Ganymede-Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment - www.nature.com/ngeo/journal/v3/n3/abs/ngeo746.html ". Nature Geoscience 3 (March 2010): 164-167. DOI : 10.1038/NGEO746 - dx.doi.org/10.1038/NGEO746. Bibcode : 2010NatGe ... 3 .. 164B - adsabs.harvard.edu/abs/2010NatGe...3..164B. Перевірено 2010-03-01.
  48. Phillips, T. Callisto Makes A Big Splash - science.nasa.gov/newhome/headlines/ast22oct98_2.htm. Science @ NASA (23 жовтня 1998).
  49. Franois, Raulin (2005). " Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations - www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf "(PDF). Space Science Reviews 116 (1-2): 471-487. DOI : 10.1007/s11214-005-1967-x - dx.doi.org/10.1007/s11214-005-1967-x. Bibcode : 2005SSRv .. 116 .. 471R - adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..471R.
  50. Morring, F. (2007-05-07). "Ring Leader". Aviation Week & Space Technology: 80-83.
  51. Rincon, Paul. Jupiter in space agencies 'sights - news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm, BBC News (20 лютого 2009).
  52. Cosmic Vision 2015-2025 Proposals - sci.esa.int / science-e / www / object / index.cfm? fobjectid = 41177. ESA (21 липня 2007).
  53. 1 2 Vision for Space Exploration - www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf (PDF). NASA (2004).
  54. James Oberg: Where are the Russians Headed Next? - books.google.com / books? id = vNgDAAAAMBAJ & lpg = PA161 & dq = Popular Mechanics October 1982 & hl = de & pg = PA183 # v = onepage & q & f = false Erschienen in Popular Mechanics, Oktober 1982, S. 183
  55. Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (28 January 2003). "Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)". American Institute of Physics Conference Proceedings 654: 821-828. DOI : 10.1063/1.1541373 - dx.doi.org/10.1063/1.1541373. Перевірено 10 May 2006.
  56. http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf - trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf
  57. 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). - ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20030063128_2003072427.pdf Verffentlicht im Februar 2003.

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Каллісто
Вальхалла (Каллісто)
Супутник (КА)
Супутник-2
Супутник-3
Іо (супутник)
Іо (супутник)
Супутник-5
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru