Callisto (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea asteroidului, consultați 204 Kallisto .
Callisto
( Jupiter IV)
Callisto.jpg
Satelit de Jupiter
Descoperire 7 luna ianuarie, 1610
Descoperitori Galileo Galilei
Simon Marius
Clasificare Satelit galilean
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv J2000)
Axa semi-majoră 1 882 700 km[1]
Perigiovio 1 868 768 km[1]
Apogiovio 1 896 632 km[1]
Circum. orbital 11 829 191 km[1]
Perioadă orbitală 16,6890184 zile
(16d 16h 32min)[1]
Viteza orbitală 8 143 m / s (min)
8 204 m / s (medie)
8 265 m / s (max)
Înclinare
pe ecliptică		 2,02 °
Respectați înclinația
la egal. al lui Jupiter		 2,21 °
Excentricitate 0,0074[1]
Date fizice
Diametrul mediu 4 820 , 6 km
Suprafaţă 7,3 × 10 13 m²
Volum 5,9 × 10 19 m³
Masa
1,0759 × 10 23 kg[1]
Densitate medie 1,834 × 10 3 kg / m³[1]
Accelerare de greutate la suprafață 1.236 m / s²
(0,126 g)[1]
Viteza de evacuare 2 441 m / s[1]
Perioada de rotație rotație sincronă
Înclinarea axială nimic
Temperatura
superficial		 ~ 120 K (−153 ° C ) (medie)
Presiunea atmosferică urme
Albedo 0,17
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 5,7 (medie)
Aplicația Magnitude. 5,65
Editați datele pe Wikidata · Manual

Callisto este unul dintre cei patru mari sateliți naturali ai planetei Jupiter , a treia cea mai mare lună din sistemul solar , al doilea ca mărime din sistemul Jupiter, după Ganimedes și cel mai mare obiect al sistemului solar care nu este complet diferențiat .

Descoperit de Galileo Galilei în 1610, [2] Callisto are un diametru de 4 821 km , echivalent cu 99% din diametrul planetei Mercur, dar doar aproximativ o treime din masa sa. Este a patra lună galileană în ordinea distanței de Jupiter, fiind aproximativ 1,88 milioane km de planetă. [3] Callisto nu participă la rezonanța orbitală care implică ceilalți 3 sateliți galileeni: Io , Europa și Ganimedes, [4] prin urmare nu suferă încălzirea mareelor , care are originea fenomenelor endogene prezente pe Io și Europa. Fără câmp magnetic intern și chiar în afara centurii de radiații a gigantului gazos, acesta nu interacționează în mod special cu magnetosfera lui Jupiter . [5] [6]

Callisto este compus, mai mult sau mai puțin în egală măsură, din roci și gheață, cu o densitate medie de aproximativ 1,83 g / cm³ , cel mai mic dintre sateliții Medicean. Prezența gheții de apă, [7] dioxid de carbon , silicați și compuși organici a fost detectată spectroscopic pe suprafața sa. Studiile efectuate de nava spațială Galileo au arătat că Callisto ar putea avea un mic miez de silicat și posibil un strat de apă lichidă sub suprafață, la adâncimi mai mari de 100 km. [7] [8] [9]

Suprafața lui Callisto este cea mai veche și mai puternic craterată din sistemul solar. [1] Nu există urme ale proceselor subterane, cum ar fi tectonica plăcilor sau vulcanismul ; nu există niciun semn că o activitate geologică a avut loc vreodată în trecut și evoluția suprafeței sale a fost produsă în principal de impacturi meteoritice . Principalele caracteristici ale suprafeței includ structuri cu inele concentrice multiple, cu escarpări asociate, creste și depozite, cratere de impact de diferite forme și lanțuri de cratere . [10] Vârstele diferitelor morfologii nu sunt cunoscute.

Callisto este înconjurat de o atmosferă subțire compusă din dioxid de carbon și oxigen molecular, [11] [12] , precum și o ionosferă destul de intensă. [13] Se crede că Callisto s-a format în procesul de acumulare care a afectat discul de gaz și praf care a înconjurat Jupiter după formarea sa. [14] Lentitudinea procesului de acumulare a materiei și lipsa încălzirii mareelor ​​au împiedicat diferențierea chimică, în timp ce o convecție lentă în Callisto a condus la diferențierea doar parțială și la posibila formare a unui ocean în subsol la o adâncime de 100-150. km, cu un mic nucleu stâncos intern. [15]

Prezența probabilă a unui ocean în subsolul lui Callisto lasă deschisă posibilitatea ca acesta să găzduiască viață. Cu toate acestea, condițiile par a fi mai puțin favorabile decât în ​​Europa vecină. [16] Mai multe sonde spațiale, Pioneer 10 și 11 , Galileo și Cassini au studiat Callisto, care, datorită nivelului său scăzut de radiații, a fost considerat de mult timp cea mai potrivită locație pentru o bază umană în explorarea viitoare a sistemului Jovian . [17]

Istoria observațiilor

Descoperire și denumire

Descoperirea lui Callisto este atribuită lui Galileo Galilei , care în 1610 și-a documentat existența împreună cu celelalte trei luni principale ale lui Jupiter în Sidereus Nuncius . [2] Își ia numele de la unul dintre numeroșii iubitori de Zeus din mitologia greacă , unde Callisto era o nimfă (sau după alte surse, fiica lui Lycaon ) asociată cu zeița vânătoare Artemis . Numele a fost propus de astronomul Simon Marius la propunerea lui Johannes Kepler . [18] [19] Cu toate acestea, numele sateliților galileeni au căzut în desuetudine pentru o lungă perioadă de timp, până la mijlocul secolului al XX-lea și în literatura relativ recentă a astronomiei a fost utilizată denumirea numerică romană introdusă de Galileo, iar Callisto a fost numit Jupiter. IV sau al patrulea satelit al lui Jupiter. [20]

Misiuni spațiale

Sondele Pioneer 10 și Pioneer 11 trimise lui Jupiter la începutul anilor 1970 nu au oferit prea multe informații noi despre Callisto în comparație cu ceea ce se știa deja din observațiile terestre. [21] Adevărata descoperire a venit ulterior odată cu trecerea rapidă a sondelor Voyager 1 și Voyager 2 în anii 1979-1980. Au imaginat mai mult de jumătate din suprafața lui Callisto, cu o rezoluție de 1-2 km, măsurând temperatura, masa și forma lunii joviene. [21] O a doua rundă de explorare a avut loc în 1994 până în 2003, când nava spațială Galileo a realizat opt ​​zboruri apropiate de Callisto, dintre care cel mai apropiat se afla la 138 km de suprafață. Sonda Galileo a completat harta globală a suprafeței, cu o serie de imagini cu rezoluție de până la 15 metri din zonele selectate. [10] În 2000, sonda Cassini pe drumul către Saturn a achiziționat imagini în infraroșu de înaltă calitate ale sateliților galileeni, inclusiv Callisto. [22] În 2007, sonda New Horizons în drumul său către Pluto a obținut noi imagini și spectre ale lui Callisto. [23]

Următoarea misiune planificată pentru sistemul Jupiter este Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) al Agenției Spațiale Europene (ESA), care va pleca în 2022, timp în care vor fi planificate mai multe zboruri apropiate ale Callisto. Anterior, a fost propusă Misiunea sistemului Europa Jupiter (EJSM), un proiect comun al ESA și NASA pentru explorarea lunilor Jupiter. Cu toate acestea, în 2011, ESA a anunțat că, din cauza problemelor bugetare ale NASA, este puțin probabil ca misiunea să fie posibilă la începutul anilor 2020 și, prin urmare, să se concentreze pe JUICE. [24]

Parametrii orbitali

Callisto, în partea stângă jos a imaginii, preluată de sonda Cassini . În dreapta sus, Jupiter este vizibil și, pe discul său, chiar în stânga Marii Pete Roșii , Europa este vizibilă.

Callisto este cel mai exterior dintre cei patru sateliți și orbite galileene la o distanță de aprox 1 880 000 km (echivalent cu 26,3 raze joviene ) din Jupiter, [25] semnificativ mai mare decât cel din apropierea Ganymede (1 070 000 km). Din acest motiv, Callisto nu se află în rezonanță orbitală, la fel ca și cei trei sateliți interni galileeni. [4]

La fel ca majoritatea celorlalte luni obișnuite, rotația lui Callisto este blocată în rotație sincronă cu orbita sa, rezultând ca durata zilei lui Callisto să fie egală cu perioada orbitală , care este de aproximativ 16,7 zile. [26] Se deplasează pe o orbită aproape circulară și foarte aproape de planul ecuatorial al lui Jupiter, cu excentricitate și înclinație orbitală care suferă variații pe o scară de timp de secole din cauza perturbațiilor gravitaționale solare și planetare. [27] . Excentricitatea variază de la 0,0072 la 0,0076 °, în timp ce înclinația orbitală variază de la 0,20 la 0,60 °, [4] și ambele contribuie la variația înclinației axiale a Callisto între 0,4 și 1,6 °. [28]

Izolarea dinamică a lui Callisto implică faptul că nu a fost niciodată afectată semnificativ de mareele gravitaționale și acest lucru i-a afectat evoluția și structura internă. [29] Având în vedere distanța sa față de Jupiter, fluxul de particule încărcate aparținând magnetosferei Jupiter care ajunge la suprafața sa este destul de redus (de aproximativ 300 de ori mai mic decât în ​​Europa) și a avut efecte neglijabile asupra acesteia, spre deosebire de ceea ce s-a întâmplat pe ceilalți sateliți galileeni. . [5] Nivelul radiației de pe suprafața lui Callisto este echivalent cu o doză de aproximativ 0,01 rem (0,1 mSv ) pe zi, de șapte ori mai mică decât radiația primită de Pământ. [30]

Compoziţie

Densitatea medie a lui Callisto, 1,83 g / cm³ , [26] sugerează o compoziție de părți aproximativ egale de material de rocă și gheață de apă , cu urme de înghețuri volatile, cum ar fi amoniacul . [8] Procentul de masă de gheață prezentă este de 49-55%, în timp ce componenta rocii nu este cunoscută exact, [8] [15] chiar dacă este probabil similară compoziției condritelor obișnuite L și LL, care se caracterizează prin un conținut scăzut de fier metalic și o prezență mai abundentă de oxid de fier decât condritele H. [8]

Suprafața lui Callisto are un albedo de aproximativ 0,2, [21] adică reflectă 20% din lumina soarelui pe care o primește. Se consideră că compoziția suprafeței este substanțial similară cu cea a restului satelitului. Observațiile spectroscopice în infraroșu apropiat au relevat prezența benzilor de absorbție a gheții de apă la lungimi de undă de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 și 3,0 micrometri . [21] Gheața de apă pare a fi omniprezentă pe suprafața lui Callisto, cu o fracțiune din masa totală de 25-50%. [9] Analiza de înaltă rezoluție a spectrelor cu infraroșu apropiat și ultraviolete obținută de nava spațială Galileo a relevat prezența mai multor materiale necongelate la suprafață, cum ar fi hidrosilicații de fier și magneziu , [21] dioxid de carbon , [22] dioxid de sulf , [31] și, eventual, amoniac și diferiți compuși organici . [9] [21] Datele spectrale indică, de asemenea, că suprafața Callisto este extrem de eterogenă la scară mică. Zonele luminoase mici formate din gheață de apă pură sunt amestecate cu zone formate dintr-un amestec de rocă și gheață și zone întunecate mari de materiale neînghetate. [10] [21]

Suprafața lui Callisto este asimetrică: emisfera orientată spre direcția mișcării orbitale este mai întunecată decât cealaltă, contrar a ceea ce se întâmplă pe ceilalți sateliți galileeni. [21] Emisfera mai întunecată pare mai bogată în dioxid de sulf decât cealaltă, în care dioxidul de carbon este mai abundent, element care pare să fie asociat cu multe cratere de impact recent formate, cum ar fi craterul Lofn . [32] În general, compoziția chimică a suprafeței, în special cea a zonelor întunecate, pare a fi similară cu cea a asteroizilor de tip D , ale căror suprafețe sunt acoperite cu materiale carbonice. [10]

Structura interna

Structura internă a lui Callisto.

Suprafața gropită a lui Callisto depășește o litosferă rece cu grosimea de 80-150 km, [8] [15] în timp ce, la o adâncime de 50-200 km, un strat de apă lichidă și sărată ar fi găsit la fel de gros ca 10 km . [8] [15] [33]

Acest ocean intern a fost descoperit indirect prin studii asupra câmpului magnetic din jurul lui Jupiter și a sateliților săi interni. [33] Callisto, de fapt, nu are propriul său câmp magnetic, ci doar un câmp indus care variază în direcție, ca răspuns la diferitele configurații orbitale ale satelitului cu privire la câmpul magnetic al lui Jupiter. Acest lucru sugerează că există un strat foarte conductiv de fluid în Callisto. Existența unui ocean ar fi mai probabilă dacă apa ar conține o cantitate mică de amoniac sau alte substanțe antigel , până la 5% din greutate. [15] În acest caz, stratul de apă și gheață ar putea atinge o grosime de 250-300 km. [8] Modelele care nu prezic existența oceanului indică o grosime mai mare pentru litosfera înghețată, care ar putea atinge o adâncime de aproximativ 300 de kilometri.

Un alt indiciu în favoarea existenței oceanului interior este că emisfera satelitului direct vizavi de bazinul Valhalla nu prezintă fracturi, spre deosebire de ceea ce se întâmplă la antipodele craterelor de dimensiuni similare de pe Lună sau Mercur . Un strat lichid ar putea probabil să absoarbă undele seismice înainte ca acestea să se poată reorienta în punctul opus al scoarței planetare. [15]

Sub ocean, Callisto pare să aibă un anumit nucleu, nu în întregime uniform, dar stabil. Datele din nava spațială Galileo sugerează că acest miez este compus din roci comprimate și gheață , cu un procent de rocă care crește odată cu creșterea adâncimii. [8] [34]

Printre sateliții galileeni Callisto este cel cu cea mai mică densitate ; este alcătuit din 40% din gheață și 60% din piatră și fier , în plus este diferențiat doar parțial, spre deosebire de Ganimedes, care are o dimensiune puțin mai mare. [9] [35] Densitatea și momentul de inerție sunt compatibile cu existența unui mic nucleu de silicați în centrul Callisto. Raza unui astfel de miez nu poate depăși 600 km și densitatea ar fi cuprinsă între 3,1 și 3,6 g / cm³ . [8] [26] Se crede că Titan și Triton , doi dintre principalii sateliți ai sistemului solar , au o compoziție similară.

Suprafaţă

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: suprafața Callisto .
O imagine a lui Callisto făcută de Voyager 2 la distanță de 2 318 000 km . Punctele luminoase care îi punctează suprafața sunt cratere de impact , terenul puternic craterat indică de obicei o suprafață planetară foarte veche.
Imagine preluată de la Voyager 1 în Valhalla .

Callisto este cel mai puternic satelit natural din sistemul solar . [36] Spre deosebire de Ganymede din apropiere, care prezintă un teren variat, Callisto nu prezintă nicio dovadă a activității plăcilor tectonice . Deși acestea sunt două obiecte relativ similare, Callisto pare să fi avut o istorie geologică mai simplă. [37]

De fapt, craterele de impact și inelele concentrice cu ele reprezintă singurele structuri prezente pe Callisto; de fapt nu există munți mari sau alte trăsături proeminente. [38] Acest lucru s-a datorat probabil naturii suprafeței: fluxul de gheață în timpurile geologice a distrus craterele și munții mai mari. Craterele de impact și structurile cu mai multe inele, escarpările și depozitele asociate sunt singurele caracteristici majore găsite la suprafață. [10] [38]

Suprafața din Callisto este dominată de două structuri uriașe: Valhalla (cea mai mare) are o regiune centrală mare și luminoasă 600 km și inele concentrice care ajung la i 3 000 km în diametru ; al doilea, Asgard , are un diametru exterior de 1 400 km . [39]

Există, de asemenea, lanțuri , cum ar fi Gipul Catena , o serie lungă de cratere de impact în linie dreaptă la suprafață. Originea fiecăruia dintre ele se datorează impactului asupra Callisto a obiectelor capturate de gravitația joviană și apoi fragmentate de forțele de maree ale planetei (așa cum sa întâmplat cu cometa Shoemaker-Levy 9 ). [10]

Crustei satelitului i s-a atribuit o vârstă de aproximativ 4,5 miliarde de ani, datând astfel aproape de la formarea sistemului solar, în timp ce structurile inelului concentric au o vârstă cuprinsă între 1 și 4 miliarde de ani, în funcție de sursele luate în considerare. [10] [36]

Atmosfera

Pictogramă lupă mgx2.svg Atmosfera lui Callisto .

Callisto are o atmosferă foarte fragilă, compusă din dioxid de carbon , [11] detectat de spectrometrul cu infraroșu apropiat de la bordul navei spațiale Galileo . Se estimează că o presiune de 0,75 μPa și o densitate de 4 × 10 8 cm −3 . Deoarece o atmosferă de această magnitudine ar fi pierdută de satelit în aproximativ 4 zile, trebuie să existe un mecanism care să-l umple în mod constant, probabil sublimarea gheții de dioxid de carbon prezent la suprafață, [11] ipoteză compatibilă cu formarea dungi luminoase vizibile la suprafață.

Callisto este echipat cu o ionosferă , detectată în timpul zborurilor apropiate ale sondei Galileo ; [40] valorile densității electronilor, măsurate în (7-17) × 10 4 cm −3 , nu poate fi explicată prin fotoionizarea dioxidului de carbon prezent doar în atmosferă. Ca rezultat, se crede că atmosfera este de fapt dominată de o a doua specie, prezentă în cantități de 10 până la 100 de ori mai mari decât CO 2 . [41] Deși savanții cred că poate fi oxigen molecular, nu au fost încă în stare să îl detecteze direct. Cu toate acestea, observațiile efectuate cu Telescopul Spațial Hubble au plasat o limită superioară a concentrației de oxigen (pe baza lipsei sale de detectare) încă compatibilă cu această ipoteză. [42] În schimb, telescopul spațial a reușit să detecteze oxigenul condensat și prins pe suprafața lunii. [43]

Originea și evoluția

În imaginea de mai sus este vizibil un teren încă în proces de eroziune, care în timp, odată cu eroziunea gheții, materialul întunecat va aluneca mai jos și solul va semăna cu cel al imaginii de mai jos, unde mărturisesc craterele de la impact că eroziunea a încetat.

Calisto s-a format probabil prin acreție lentă în sub-nebuloasa lui Jupiter, un disc de gaz și praf care a înconjurat planeta după formarea sa. [14] Cu toate acestea, spre deosebire de Ganymede, este doar parțial diferențiat și acest lucru se datorează faptului că probabil nu s-a încălzit niciodată suficient pentru ca componenta sa înghețată să se topească. [15] Formarea sa a avut loc în perioade estimate de la 100.000 la 10 milioane de ani. [14]

Evoluția geologică a Calisto după acumulare este determinată de echilibrul dintre încălzirea și răcirea radioactivă datorită conducerii termice în apropierea suprafeței și convecția stării solide din interiorul satelitului. [29] Se știe că această convecție apare atunci când temperatura este suficient de apropiată de punctul de topire al gheții și este un proces lent, cu mișcări de gheață de ordinul a 1 cm pe an, dar foarte eficient pentru perioade lungi de timp. [44]

Convecția subsolidă timpurie din interiorul lui Callisto ar fi împiedicat topirea la scară largă a gheții și diferențierea completă, care ar fi format un miez stâncos înconjurat de o manta de gheață. Datorită procesului de convecție, separarea și diferențierea lentă și parțială a rocilor și a gheții din Callisto se desfășoară de miliarde de ani și este posibil să continue chiar și în epoca actuală. [37]

Înțelegerea actuală a evoluției Callisto nu aduce atingere existenței unui ocean de apă lichidă sub suprafață, datorită comportamentului „anormal” al punctului de topire al gheții, care scade odată cu creșterea presiunii și care atinge 251 K ( -22 ° C) când presiunea atinge 2 070 bar . [15] La toate modelele realizate pe Callisto, temperatura în stratul cuprins între 100 și 200 km adâncime este foarte apropiată sau depășește ușor această temperatură de topire anormală. [29] [37] [44] Prezența chiar și a unor cantități mici de amoniac (1-2% din masă) ar garanta existența lichidului, deoarece amoniacul ar reduce și mai mult temperatura de topire. [15]

Spre deosebire de Ganymede vecin, care prezintă un teren variat, Callisto nu prezintă nicio dovadă a activității de tip tectonic a plăcilor . Deși acestea sunt două obiecte relativ similare, Callisto pare să fi avut o istorie geologică mai simplă. [10] Această diferență este o problemă de interes considerabil pentru planetologie . [9]

Șansa de viață în ocean

La fel ca Europa și Ganymede, se crede că viața microbiană extraterestră există într-un ocean sărat sub suprafața lui Callisto. [16] Cu toate acestea, condițiile par să fie mai puțin favorabile pentru Callisto decât pentru Europa. Principalele motive sunt lipsa de contact cu materialul stâncos și fluxul de căldură mai mic provenit din interiorul Callisto. [16] Omul de știință Torrence Johnson, comparând probabilitățile de viață pe Callisto și alte luni galileene, a spus: [45]

„Ingredientele de bază pentru viață, pe care le numim„ chimie pre-biotică ”, sunt abundente în multe obiecte ale sistemului solar, cum ar fi cometele, asteroizii și lunile de gheață. Biologii cred că apa și energia lichide sunt necesare pentru a susține cu adevărat viața, așa că este interesant să găsești un alt loc în care există apă lichidă. Dar energia este altceva și, în timp ce oceanul lui Callisto este încălzit doar de elemente radioactive, Europa are energie mareică și o apropiere mai apropiată de Jupiter. "

Pe baza acestor considerații și a altor observații științifice, se crede că dintre toate lunile galileene din Jupiter, Europa este cea cu cea mai mare posibilitate de a susține viața microbiană . [16] [46]

Colonizare

Imagine artistică a unei baze ipotetice pe Callisto

În 2003, NASA a realizat un studiu numit Explorarea planetelor umane externe (HOPE) pentru explorarea viitoare a sistemului solar exterior. Ținta principală aleasă a fost Callisto.

Studiul a considerat o posibilă bază pe suprafața Callisto pentru a produce combustibil pentru explorarea ulterioară a sistemului solar. [47] Avantajele unei baze pe Callisto sunt practic două: doza mică de radiații pe care o primește suprafața și stabilitatea geologică a lunii. O astfel de bază ar putea facilita explorarea la distanță a Europei și ar fi amplasată în mod ideal pentru o stație de realimentare și întreținere a navelor spațiale în drum către regiunile ultraperiferice ale sistemului solar, cu avantajul suplimentar de a putea profita de asistența gravitațională a lui Jupiter cu un zbor strâns după plecarea din Callisto. [17]

Un raport al NASA din decembrie 2003 a exprimat convingerea că o misiune umană la Callisto ar fi putut fi posibilă în 2040. [48]

Callisto în Science Fiction

Callisto
Callisto.jpg
Această casetă: v. D. · M.

Callisto este cel mai exterior sateliți din Galileea. Este o lună mare, doar puțin mai mică decât planeta Mercur. Este rece, înghețat și puternic craterat, cu o atmosferă foarte slabă. În ciuda dimensiunilor sale, nu a fost descrisă în ficțiune la fel de mult ca și ceilalți sateliți galileeni.

  • Căutătorii nemuririi ( 1937 ), o poveste din seria Penton și Blake a lui John W. Campbell , prezintă un Callisto locuit de un popor științific avansat a cărui industrie se bazează pe biotehnologie . Callistani caută beriliu , absent în lumea lor, singurul element cu care ar putea crea o formă de viață inteligentă microscopică care să le asigure nemurirea .
  • În nuvela Amenințarea lui Callisto ( 1939 ), prima publicată de Isaac Asimov , toate navele trimise către satelit dispar misterios, până când o misiune de recunoaștere descoperă că echipajele anterioare au fost ucise de câmpurile magnetice emise de viermi uriași.
  • În The Tramp of Space , un roman al lui Fredric Brown , Callisto este menționat ca o teribilă colonie penală.
  • În jocul video G-Police ( 1997 ), o colonie umană este prezentă pe Callisto în jurul anului 2090.
  • Traseul în două părți al lui Jupiter Jazz din seria Cowboy Bebop are loc pe Callisto, care a devenit o lume înghețată pustie acoperită permanent de zăpadă ca urmare a colonizării, cu o populație mică (aproape în totalitate masculină) și folosită ca refugiu pentru comert ilegal.
  • În jocul video Zone of the Enders: The 2nd Runner ( 2003 ), protagonistul Dingo Egret este angajat în căutarea Metatron pe satelitul Callisto.
  • În serialul TV, extinderea se referă adesea la accidentul lui Callisto.

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i j k Callisto: Prezentare generală - Explorare sistem solar - NASA Arhivat 28 martie 2014 la Internet Archive .
  2. ^ a b G. Galilei; Sidereus Nuncius Arhivat 23 februarie 2001 în Archive.is . (13 martie 1610)
  3. ^ Planetary Satellite Mean Orbital Parameters , la ssd.jpl.nasa.gov , NASA . Adus pe 21 martie 2015 .
  4. ^ a b c Susanna Musotto, Varadi, Ferenc, Moore, William și Schubert, Gerald, Simulări numerice ale orbitelor sateliților galileeni , în Icarus , vol. 159, nr. 2, 2002, pp. 500–504, Bibcode : 2002Icar..159..500M , DOI : 10.1006 / icar.2002.6939 .
  5. ^ a b John F. Cooper, Johnson, Robert E., Mauk, Barry H. și colab. și Neil Gehrels, Ion energetic și iradiere electronică a sateliților galileani de gheață ( PDF ), în Icarus , vol. 139, nr. 1, 2001, pp. 133–159, Bibcode : 2001Icar..149..133C , DOI : 10.1006 / icar.2000.6498 . Adus pe 21 martie 2015 (arhivat din original la 16 ianuarie 2012) .
  6. ^ Space Today Online - Exploring Jupiter - The Moon Cratered Callisto
  7. ^ a b Kenneth Chang, brusc, se pare, apa este peste tot în sistemul solar , New York Times , 12 martie 2015. Adus pe 12 martie 2015 .
  8. ^ a b c d e f g h i OL Kuskov și Kronrod, VA, Structura internă a Europei și Callisto , în Icarus , vol. 177, n. 2, 2005, pp. 550–369, Bibcode : 2005Icar..177..550K , DOI : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 .
  9. ^ a b c d e Adam P. Showman e Malhotra, Renu, The Galilean Satellites ( PDF ), in Science , vol. 286, n. 5437, 1999, pp. 77–84, DOI : 10.1126/science.286.5437.77 , PMID 10506564 .
  10. ^ a b c d e f g h Greeley, R.; Klemaszewski, JE; Wagner, L. et al., Galileo views of the geology of Callisto , in Planetary and Space Science , vol. 48, n. 9, 2000, pp. 829–853, DOI : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7 .
  11. ^ a b c RW Carlson et al. , A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto ( PDF ), in Science , vol. 283, n. 5403, 1999, pp. 820–821, DOI : 10.1126/science.283.5403.820 , PMID 9933159 . URL consultato il 16 febbraio 2009 (archiviato dall' url originale il 3 ottobre 2008) .
  12. ^ Liang, MC; Lane, BF; Pappalardo, RT et al. , Atmosphere of Callisto , in Journal of Geophysics Research , vol. 110, E2, 2005, pp. E02003, DOI : 10.1029/2004JE002322 .
  13. ^ AJ Kliore, Anabtawi, A, Herrera, RG e et al., Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations , in Journal of Geophysics Research , vol. 107, A11, 2002, p. 1407, Bibcode : 2002JGRA.107kSIA19K , DOI : 10.1029/2002JA009365 .
  14. ^ a b c Robin M. Canup e Ward, William R., Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 124, n. 6, 2002, pp. 3404–3423, Bibcode : 2002AJ....124.3404C , DOI : 10.1086/344684 .
  15. ^ a b c d e f g h i T. Spohn et al. , Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? , in Icarus , vol. 161, n. 2, 2003, pp. 456–467, DOI : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 .
  16. ^ a b c d Jere H. Lipps, Delory, Gregory, Pitman, Joe e et al., Astrobiology of Jupiter's Icy Moons ( PDF ), in Proc. SPIE , Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII, vol. 5555, 2004, p. 10, DOI : 10.1117/12.560356 (archiviato dall' url originale il 20 agosto 2008) .
  17. ^ a b Pat Trautman e Bethke, Kristen, Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) ( PDF ), su nasa-academy.org , NASA, 2003 (archiviato dall' url originale il 19 gennaio 2012) .
  18. ^ Simon Marius , Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici , 1614.
  19. ^ Satellites of Jupiter , su galileo.rice.edu , The Galileo Project. URL consultato il 31 luglio 2007 .
  20. ^ EE Barnard, Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter , in Astronomical Journal , vol. 12, 1892, pp. 81–85, Bibcode : 1892AJ.....12...81B , DOI : 10.1086/101715 .
  21. ^ a b c d e f g h Jeffrey M. Moore e Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al., Callisto ( PDF ), in Bagenal, F., Dowling, TE e McKinnon, WB (a cura di), Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge University Press, 2004.
  22. ^ a b RH Brown, Baines, KH, Bellucci, G. e et al., Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter , in Icarus , vol. 164, n. 2, 2003, pp. 461–470, Bibcode : 2003Icar..164..461B , DOI : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 .
  23. ^ F. Morring, Ring Leader , in Aviation Week & Space Technology , 7 maggio 2007, pp. 80–83.
  24. ^ new approach for l-class mission candidates , su sci.esa.int , ESA. URL consultato il 22 marzo 2015 .
  25. ^ Planetary Satellite Mean Orbital Parameters , su ssd.jpl.nasa.gov , Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
  26. ^ a b c JD Anderson, Jacobson, RA, McElrath, TP, et al., G. Schubert e PC Thomas, Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto , in Icarus , vol. 153, n. 1, 2001, pp. 157–161, Bibcode : 2001Icar..153..157A , DOI : 10.1006/icar.2001.6664 .
  27. ^ Bruce G. Bills, Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter , in Icarus , vol. 175, n. 1, 2005, pp. 233–247, Bibcode : 2005Icar..175..233B , DOI : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 .
  28. ^ Bruce G. Bills, Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter , in Icarus , vol. 175, n. 1, 2005, pp. 233–247, Bibcode : 2005Icar..175..233B , DOI : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 .
  29. ^ a b c J. Freeman, Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto ( PDF ), in Planetary and Space Science , vol. 54, n. 1, 2006, pp. 2–14, Bibcode : 2006P&SS...54....2F , DOI : 10.1016/j.pss.2005.10.003 (archiviato dall' url originale il 24 agosto 2007) .
  30. ^ Frederick A. Ringwald, SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) ( TXT ), su zimmer.csufresno.edu , California State University, Fresno, 29 febbraio 2000. URL consultato il 4 luglio 2009 (archiviato dall' url originale il 20 settembre 2009) .
  31. ^ KS Noll, Detection of SO 2 on Callisto with the Hubble Space Telescope ( PDF ), su lpi.usra.edu , Lunar and Planetary Science XXXI, 1996, p. 1852. URL consultato il 23 marzo 2015 (archiviato dall' url originale il 4 giugno 2016) .
  32. ^ CA Hibbitts, McCord, TB e Hansen, GB, Distributions of CO 2 and SO 2 on the Surface of Callisto ( PDF ), su lpi.usra.edu , Lunar and Planetary Science XXXI, 1998, p. 1908. URL consultato il 23 marzo 2015 (archiviato dall' url originale il 4 giugno 2016) .
  33. ^ a b C. Zimmer, Khurana, KK e Margaret G. Kivelson, Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations ( PDF ), in Icarus , vol. 147, n. 2, 2000, pp. 329–347, Bibcode : 2000Icar..147..329Z , DOI : 10.1006/icar.2000.6456 .
  34. ^ JD Anderson, Schubert, G., Jacobson, RA, et al., WB Moore e WL Sjo Gren, Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto ( PDF ), in Science , vol. 280, n. 5369, 1998, pp. 1573–1576, Bibcode : 1998Sci...280.1573A , DOI : 10.1126/science.280.5369.1573 , PMID 9616114 (archiviato dall' url originale il 26 settembre 2007) .
  35. ^ F. Sohl, Spohn, T, Breuer, D. e Nagel, K., Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites , in Icarus , vol. 157, n. 1, 2002, pp. 104–119, Bibcode : 2002Icar..157..104S , DOI : 10.1006/icar.2002.6828 .
  36. ^ a b K. Zahnle, Dones, L. e Harold F. Levison, Cratering Rates on the Galilean Satellites ( PDF ), in Icarus , vol. 136, n. 2, 1998, pp. 202–222, Bibcode : 1998Icar..136..202Z , DOI : 10.1006/icar.1998.6015 , PMID 11878353 (archiviato dall' url originale il 27 febbraio 2008) .
  37. ^ a b c KA Nagel, D. Breuer e T. Spohn, A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto , in Icarus , vol. 169, n. 2, 2004, pp. 402–412, Bibcode : 2004Icar..169..402N , DOI : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 .
  38. ^ a b Bender, KC; Rice, JW; Wilhelms, DE; Greeley, R., Geological map of Callisto , US Geological Survey, 1997. URL consultato il 24 marzo 2015 (archiviato dall' url originale l'11 giugno 2011) .
  39. ^ Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN , su geopubs.wr.usgs.gov , US Geological Survey, 2002.
  40. ^ AJ Kliore, Anabtawi, A; Herrera, RG; et al. , Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations , in Journal of Geophysics Research , vol. 107, 2002, p. 1407, DOI : 10.1029/2002JA009365 .
  41. ^ MC Liang, Lane, BF; Pappalardo, RT; et al. , Atmosphere of Callisto ( PDF ), in Journal of Geophysics Research , vol. 110, 2005, pp. E02003, DOI : 10.1029/2004JE002322 (archiviato dall' url originale il 12 dicembre 2011) .
  42. ^ Darrell F. Strobel, Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et.al., Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor , in The Astrophysical Journal , vol. 581, 2002, pp. L51–L54, DOI : 10.1086/345803 .
  43. ^ John R. Spencer, Calvin, Wendy M., Condensed O2 on Europa and Callisto ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 3400–3403, DOI : 10.1086/344307 .
  44. ^ a b William B. McKinnon, On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto , in Icarus , vol. 183, n. 2, 2006, pp. 435–450, Bibcode : 2006Icar..183..435M , DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 .
  45. ^ T. Phillips, Callisto makes a big splash , su science.nasa.gov , Science@NASA, 23 ottobre 1998 (archiviato dall' url originale il 29 dicembre 2009) .
  46. ^ Raulin François, Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations ( PDF ) [ collegamento interrotto ] , in Space Science Reviews , vol. 116, 1–2, 2005, pp. 471–487, Bibcode : 2005SSRv..116..471R , DOI : 10.1007/s11214-005-1967-x .
  47. ^ Vision for Space Exploration ( PDF ), su nasa.gov , NASA, 2004.
  48. ^ High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto ( PDF ), su trajectory.grc.nasa.gov , NASA, 2003. URL consultato il 25 marzo 2015 (archiviato dall' url originale il 2 luglio 2012) .

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità VIAF ( EN ) 237455229 · LCCN ( EN ) sh99005833 · GND ( DE ) 4615523-5 · WorldCat Identities ( EN ) viaf-237455229
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Callisto_(astronomia)&oldid=122372738 "