Մասնակից:Ahaik/ավազ4

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Jump to navigation Jump to search
HS Disambig.svg Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Կալիստո (այլ կիրառումներ)
Logo stars (green).png
Invisible.png
Invisible.png
Invisible.png
Կալիստո
(Յուպիտեր IV)
Callisto
Callisto.jpg
Կալիստոյի Յուպիտերին հակադարձ կողմի լուսանկարը, կատարված է «Գալիլեո» ԱՄԿ-ի միջոցով
Հիմնական տվյալներ
Հայտնաբերվել է7 հունվար 1610[1] թ. (Գալիլեո Գալիլեյի կողմից)
Բացարձակ մեծություն (H)5,65[2]
Հեռավորությունը Յուպիտեր1 882 700 կմ[3]
Ուղեծրային տվյալներ
Պերիհելին1 869 000 կմ
Ապոհելին1 897 000 կմ
Էքսցենտրիսիտետ0,0074[3]
Սիդերիկ պարբերություն16,6890184 օր[3]
Ուղեծրային արագություն17,334 կմ/վ
Թեքվածություն0,192° (Յուպիտերի հասարակածի նկատմամբ)
2,017° (խավարածրի հարթության նկատմամբ)[3]
Ֆիզիկական հատկանիշներ
Շառավիղ2410,3±1,5 կմ[4]
Մակերևույթի մակերես7,30×107 կմ²[5]
Ծավալ5,9×1010 կմ3[5]
Զանգված1,075938±0,000137×1023 կգ[4]
Միջին խտություն1,8344±0,0034 գ/սմ3[4]
Հասարակածային մակերևութային ձգողություն1,235 մ/վ² (0,126 g)[5]
2-րդ տիեզերական արագություն2,440 կմ/վ[5]
Պտույտի պարբերությունՍինքրոն[4]
Առանցքի թեքում[4]
Ալբեդո0,22[6]
Մթնոլորտային տվյալներ
Քիմիական կազմմոտ 4×108 մոլեկուլ/սմ3 ածխաթթու գազ[7];
մինչև 2×1010 մոլեկուլ/սմ3 թթվածին(O2)[8]
Մթնոլորտի ջերմաստիճան134±11 K[6]

Կալիստո (հուն․՝ Καλλιστώ), Յուպիտերի արբանյակն է, Գալիլեյան արբանյակներից մեծությամբ երկրորդը Գանւմեդից հետո: Կալիստոն Արեգակնային համակարգի մեծությամբ երրորդ բնական արբանյակն է, երկրորդը Սատուրնի արբանյակ Տիտանն է: Կալիստոն հայտնաբերվել է Գալիլեո Գալիլեյի կողմից 1610 թվականին։ Անվանվել է հին հունական աստված Զևսի սիրուհի նիմփա Կալիստոյի անունով:

Արբանյակի տրամագիծ 4821 կմ է, ինչը կազմում է Մերկուրիի տրամագծի 99%-ը, սակայն Կալիստոյի զանգվածը մոլորակի զանգվածի միայն երրորդ մասն է: Կալիստոն Գալիլեյան արբանյակներից չորրորդն է Յուպիտերից հեռավորությամբ, ուղեծիրը կազմում է 1 883 000 կմ[3]: Այն չի մտնում ուղեծրայի ռեզոնանսի մեջ այլ արբանյակների հետ, ինպես մյուս Գալիաեյան արբանյակները, և հետևաբար չի ենթարկվում զգալի մակընթացային տաքացման[9]: Կալիստոն գտնվում է մակընթացային փականի մեջ և նրա միայն մի կիսագունդն է ուղղված դեպի մոլորակը: Արբանյակը ավելի քիչ է գտնվում մոլորակի հզոր մագնիսոլորտի ազդեցության տակ, քան մյուս ներքին արբանյակները, քանի որ պտտվում է մոլորակի ռադիացիոն գոտուց դուրս[10][11]:

Կալիստոն կազմված է մոտ հավասար մասերով քարերից և սառույցներից, նրա միջին խտությունը կազմում է մոտ 1,83 գ/սմ3, Յուպիտերի մեծ արբանյակների միջև այն ունի ամենափոքր խտությունն ու մակերևույթին ձգողությունը: Արբանյակի մակերևույթին սպեկտրոսկոպիկ հետազոտությունների արդյունքում դիտարկված միացությունները հիմնականում եղել են ջրային սառույցներ[12], ածխաթթու գազ, սիլիկատներ, և օրգանական միացություններ: Գալիլեո կայանից կատարված հետազոտությունների արդյունքում պարզվեց, որ Կալիստոն կարող է ունենալ փոքր սիլիկատե միջուկ և հեղուկ ջրի ընդերքային օվկիանոս[12], որն ընկնում է մակերևույթից 100 կմ-ից խորության վրա[13][14]:

Կալիստոյի մակերևույթը Արեգակնային համակարգում ամենահինն է և ամենաշատն է ծածկված հարվածային խառնարաններով[15]: Արբանյակի մակերևույթը ամբողջովին ծածկված է խառնարաններով[16]: Արբանյակի հետազոտությունները ցույց չեն տվել էնդոգենիկ ակտիվություն, այնպիսիք, ինչպես սալերի տեկտոնիկա կամ հրաբուխներ, այսպիսի ակտիվության հետքեր նույնպես չեն գրանցվել: Կարծիք կա, որ արբանյակի մակերևույթը ձևավորվել է միայն հարվածային ազդեցությունների հետևանքով[17]: Մակերևույթի նշանակալի առանձնահատկությունները ներառում են բազմաօղակ շրջաններ, տարաբնույթ հարվածային խառնարաններ, ինչպես նաև խառնարանների շղթաներ և դրանց հետ կապված աստիճանաձև բծեր, լեռնաշղթաներ և նստվածքներ[17]:

Կալիստոն ունի չափզանց բարակ մթնոլորտ, որը բաղկացած է ածխաթթու գազից[7] և հավանաբար մոլեկուլար թթվածնից[8], ինչպես նաև արբանյակը ունի բավականին հագեցած իոնոլորտ[18]: Ենթադրվում է, որ Կալիստոն առաջացել է Յուպիտերի առաջացման ժամանակից մոլորակը շրջապատող գազի և փոշու մասնիկների ամպից դանդաղ աճանստվածքի արդյունքում[19]: Կալիստոյի դանդաղ աճանստվածքման և մակընթացային տաքացման պայմաններում արբանյակը չի ունեցել բավարար ջերմություն արագ ձգողական դիֆերենցացման համար: Արբանյակի ընդերքի դանդաղ կոնվեկցիան հանգեցրել է մասնակի դիֆերենցացման և հնարավոր է նաև առաջացրել է ընդերքային օվկիանոս 100–150 կմ խորության վրա, թողնելով համեմատաբար փոքր քարե միջուկ արբանյակի կենտրոնում[20]:

Կալիստոյի ընդերքում օվկիանոսի գոյությունը թույլ է տալիս ենթադրել, որ արբանյակի ընդերքային օվկիանոսում կարող է լինել կյանք: Այնուամենայնիվ, Կալիստոյի վրա պայմանները ավելի անբարենպաստ են, քան Եվրոպայի վրա[21]: Արբանյակը հետազոտել են մի շարք տիեզերական սարքեր, սկսած Պիոներ-10-ից մինչև Կասինին: Հաշվի առնելով Կալիստոյի ցածր ճառագայթման ֆոնը, արբանյակը դիտարկվում է որպես բնակելի կայան կառուցելու համար լավագույն տեղաբաշխումը Յուպիտերի համակարգում[22]:

Հայտնաբերում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Գալիլեո Գալիլեյը, Կալիստոյի հայտնաբերողը

Կալիստոյի առաջին դիտարկումը կատարել է Գալիլեո Գալիլեյը Պադուայի համալսարանում 1610 թվականի հունվարի 7-ին, օգտագործելով 20x խոշորացնող, ռեֆրակտոր աստղադիտակ[1]: Կալիստոյի և այլ Գալիլեյան արբանյակների հայտնաբերման մասին Գալիլեյը գրել է իր Sidereus Nuncius աշխատության մեջ 1610 թվականի մարտին[23]: Իր 1614 թվականի հրապարակված Mundus Jovialis աշխատության մեջ Սիմոն Մարիուսը պնդում էր, որ հայտնաբերել էր Կալիստոն և Յուպիտերի մյուս երեք արբանյակները 1609 թվականին, մեկ շաբաթ Գալիլեյից առաջ: Գալիլեյը կասկածի ենթարկեց այս պնդումը և անվանեց Մարիուսի աշխատությունը որպես գրագողություն: Չնայած այս ամենին Մարիուսը գրանցել է առաջին դիտարկման կատարումը 1609 թվականի դեկտեմբերի 29-ին Հուլյան օրացույցով, որը նույնն է ինչ 1610 թվականի հունվարի 8-ը Գրիգորյան օրացույցով, որն էլ օգտագործել է Գալիլեյը[24]: Քանի որ Գալիլեյը հրապարակել է իր աշխատությունը Մարիուսից առաջ, նրան է շնորհվել հայտնագործության առաջնությունը[25]:

Անվանում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Կալիստոն անվանվել է հունական դիցաբանության աստված Զևսի բազմաթիվ սիրուհիներից մեկի, նիմփա Կալիստոյի անունով, ով կապվում է որսի աստվածուհի Արտեմիսի հետ[26]: Չնայած Սիմոն Մարիուս չի նշվում որպես Գալիլեյան արբանյակների հայտնաբերող, նրա կողմից առաջարկված արբանյակների անունները ընդունվել են[27]: Մարիուսը առաջարկեց, առաջնորդվելով Յոհան Կեպլերի 1613 թվականի հոկտեմբերին արված առաջարկությունով, անվանել ամեն արբանյակը Հունական դիցաբանության Զևսի կամ նրա Հռոմեական տարբերակ՝ Յուպիտերի սիրուհիների անուններով[26]: Մարիուսի առաջարկած անունները հետագա դարերում լայնորեն չէին ընդունվել, մինչև 20-րդ դարի կեսը[28]: Ավելի վաղ հրապարակվող աստղագիտական գրականությունում Կալիստոն հիմնականում նշվում էր իր հերթական համարով հռոմեական թվերով՝ Յուպիտեր IV, այս անվանումների համակարգը առաջարկել էր Գալիլեյը[29], կամ որպես "Յուպիտերի չորրորդ արբանյակ"[30]:

Orbit and rotation[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Galilean moons around Jupiter

  Jupiter

 ·

  Io

 ·

  Europa

 ·

  Ganymede

 ·

  Callisto

Callisto (bottom left), Jupiter (top right) and Europa (below and left of Jupiter's Great Red Spot) as viewed by Cassini–Huygens

Callisto is the outermost of the four Galilean moons of Jupiter. It orbits at a distance of approximately 1 880 000 km (26.3 times the 71 492 km radius of Jupiter itself).[3] This is significantly larger than the orbital radius—1 070 000 km—of the next-closest Galilean satellite, Ganymede. As a result of this relatively distant orbit, Callisto does not participate in the mean-motion resonance—in which the three inner Galilean satellites are locked—and probably never has.[9]

Like most other regular planetary moons, Callisto's rotation is locked to be synchronous with its orbit.[4] The length of Callisto's day, simultaneously its orbital period, is about 16.7 Earth days. Its orbit is very slightly eccentric and inclined to the Jovian equator, with the eccentricity and inclination changing quasi-periodically due to solar and planetary gravitational perturbations on a timescale of centuries. The ranges of change are 0.0072–0.0076 and 0.20–0.60°, respectively.[9] These orbital variations cause the axial tilt (the angle between rotational and orbital axes) to vary between 0.4 and 1.6°.[31]

The dynamical isolation of Callisto means that it has never been appreciably tidally heated, which has important consequences for its internal structure and evolution.[32] Its distance from Jupiter also means that the charged-particle flux from Jupiter's magnetosphere at its surface is relatively low—about 300 times lower than, for example, that at Europa. Hence, unlike the other Galilean moons, charged-particle irradiation has had a relatively minor effect on Callisto's surface.[10] The radiation level at Callisto's surface is equivalent to a dose of about 0.01 rem (0.1 mSv) per day, which is over ten times higher than Earth's average background radiation.[33][34]

Physical characteristics[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Composition[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Size comparison of Earth, Moon and Callisto
Near-IR spectra of dark cratered plains (red) and the Asgard impact structure (blue), showing the presence of more water ice (absorption bands from 1 to 2 µm)[35] and less rocky material within Asgard.

The average density of Callisto, 1.83 g/cm3,[4] suggests a composition of approximately equal parts of rocky material and water ice, with some additional volatile ices such as ammonia.[13] The mass fraction of ices is 49–55%.[13][20] The exact composition of Callisto's rock component is not known, but is probably close to the composition of L/LL type ordinary chondrites,[13] which are characterized by less total iron, less metallic iron and more iron oxide than H chondrites. The weight ratio of iron to silicon is 0.9–1.3 in Callisto, whereas the solar ratio is around 1:8.[13]

Callisto's surface has an albedo of about 20%.[6] Its surface composition is thought to be broadly similar to its composition as a whole. Near-infrared spectroscopy has revealed the presence of water ice absorption bands at wavelengths of 1.04, 1.25, 1.5, 2.0 and 3.0 micrometers.[6] Water ice seems to be ubiquitous on the surface of Callisto, with a mass fraction of 25–50%.[14] The analysis of high-resolution, near-infrared and UV spectra obtained by the Galileo spacecraft and from the ground has revealed various non-ice materials: magnesium- and iron-bearing hydrated silicates,[6] carbon dioxide,[36] sulfur dioxide,[37] and possibly ammonia and various organic compounds.[14][6] Spectral data indicate that Callisto's surface is extremely heterogeneous at the small scale. Small, bright patches of pure water ice are intermixed with patches of a rock–ice mixture and extended dark areas made of a non-ice material.[6][17]

The Callistoan surface is asymmetric: the leading hemisphere[lower-alpha 1] is darker than the trailing one. This is different from other Galilean satellites, where the reverse is true.[6] The trailing hemisphere[lower-alpha 1] of Callisto appears to be enriched in carbon dioxide, whereas the leading hemisphere has more sulfur dioxide.[38] Many fresh impact craters like Lofn also show enrichment in carbon dioxide.[38] Overall, the chemical composition of the surface, especially in the dark areas, may be close to that seen on D-type asteroids,[17] whose surfaces are made of carbonaceous material.

Internal structure[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Model of Callisto's internal structure showing a surface ice layer, a possible liquid water layer, and an ice–rock interior

Callisto's battered surface lies on top of a cold, stiff, and icy lithosphere that is between 80 and 150 km thick.[13][20] A salty ocean 150–200 km deep may lie beneath the crust,[13][20] indicated by studies of the magnetic fields around Jupiter and its moons.[39][40] It was found that Callisto responds to Jupiter's varying background magnetic field like a perfectly conducting sphere; that is, the field cannot penetrate inside Callisto, suggesting a layer of highly conductive fluid within it with a thickness of at least 10 km.[40] The existence of an ocean is more likely if water contains a small amount of ammonia or other antifreeze, up to 5% by weight.[20] In this case the water+ice layer can be as thick as 250–300 km.[13] Failing an ocean, the icy lithosphere may be somewhat thicker, up to about 300 km.

Beneath the lithosphere and putative ocean, Callisto's interior appears to be neither entirely uniform nor particularly variable. Galileo orbiter data[4] (especially the dimensionless moment of inertia[lower-alpha 2]—0.3549 ± 0.0042—determined during close flybys) suggest that its interior is composed of compressed rocks and ices, with the amount of rock increasing with depth due to partial settling of its constituents.[13][41] In other words, Callisto is only partially differentiated. The density and moment of inertia are compatible with the existence of a small silicate core in the center of Callisto. The radius of any such core cannot exceed 600 km, and the density may lie between 3.1 and 3.6 g/cm3.[4][13] Callisto's interior is in stark contrast to that of Ganymede, which appears to be fully differentiated.[14][42]

Surface features[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Galileo image of cratered plains, illustrating the pervasive local smoothing of Callisto's surface

The ancient surface of Callisto is one of the most heavily cratered in the Solar System.[43] In fact, the crater density is close to saturation: any new crater will tend to erase an older one. The large-scale geology is relatively simple; there are no large mountains on Callisto, volcanoes or other endogenic tectonic features.[44] The impact craters and multi-ring structures—together with associated fractures, scarps and deposits—are the only large features to be found on the surface.[17][44]

Callisto's surface can be divided into several geologically different parts: cratered plains, light plains, bright and dark smooth plains, and various units associated with particular multi-ring structures and impact craters.[17][44] The cratered plains constitute most of the surface area and represent the ancient lithosphere, a mixture of ice and rocky material. The light plains include bright impact craters like Burr and Lofn, as well as the effaced remnants of old large craters called palimpsests,[lower-alpha 3] the central parts of multi-ring structures, and isolated patches in the cratered plains.[17] These light plains are thought to be icy impact deposits. The bright, smooth plains constitute a small fraction of Callisto's surface and are found in the ridge and trough zones of the Valhalla and Asgard formations and as isolated spots in the cratered plains. They were thought to be connected with endogenic activity, but the high-resolution Galileo images showed that the bright, smooth plains correlate with heavily fractured and knobby terrain and do not show any signs of resurfacing.[17] The Galileo images also revealed small, dark, smooth areas with overall coverage less than 10,000 km2, which appear to embay[lower-alpha 4] the surrounding terrain. They are possible cryovolcanic deposits.[17] Both the light and the various smooth plains are somewhat younger and less cratered than the background cratered plains.[17][45]

Impact crater Hár with a central dome. Chains of secondary craters from formation of the more recent crater Tindr at upper right crosscut the terrain.

Impact crater diameters seen range from 0.1 km—a limit defined by the imaging resolution—to over 100 km, not counting the multi-ring structures.[17] Small craters, with diameters less than 5 km, have simple bowl or flat-floored shapes. Those 5–40 km across usually have a central peak. Larger impact features, with diameters in the range 25–100 km, have central pits instead of peaks, such as Tindr crater.[17] The largest craters with diameters over 60 km can have central domes, which are thought to result from central tectonic uplift after an impact;[17] examples include Doh and Hár craters. A small number of very large—more 100 km in diameter—and bright impact craters show anomalous dome geometry. These are unusually shallow and may be a transitional landform to the multi-ring structures, as with the Lofn impact feature.[17] Callisto's craters are generally shallower than those on the Moon.

Voyager 1 image of Valhalla, a multi-ring impact structure 3800 km in diameter

The largest impact features on Callisto's surface are multi-ring basins.[17][44] Two are enormous. Valhalla is the largest, with a bright central region 600 kilometers in diameter, and rings extending as far as 1,800 kilometers from the center (see figure).[46] The second largest is Asgard, measuring about 1,600 kilometers in diameter.[46] Multi-ring structures probably originated as a result of a post-impact concentric fracturing of the lithosphere lying on a layer of soft or liquid material, possibly an ocean.[47] The catenae—for example Gomul Catena—are long chains of impact craters lined up in straight lines across the surface. They were probably created by objects that were tidally disrupted as they passed close to Jupiter prior to the impact on Callisto, or by very oblique impacts.[17] A historical example of a disruption was Comet Shoemaker-Levy 9.

As mentioned above, small patches of pure water ice with an albedo as high as 80% are found on the surface of Callisto, surrounded by much darker material.[6] High-resolution Galileo images showed the bright patches to be predominately located on elevated surface features: crater rims, scarps, ridges and knobs.[6] They are likely to be thin water frost deposits. Dark material usually lies in the lowlands surrounding and mantling bright features and appears to be smooth. It often forms patches up to 5 km across within the crater floors and in the intercrater depressions.[6]

Two landslides 3–3.5 km long are visible on the right sides of the floors of the two large craters on the right.

On a sub-kilometer scale the surface of Callisto is more degraded than the surfaces of other icy Galilean moons.[6] Typically there is a deficit of small impact craters with diameters less than 1 km as compared with, for instance, the dark plains on Ganymede.[17] Instead of small craters, the almost ubiquitous surface features are small knobs and pits.[6] The knobs are thought to represent remnants of crater rims degraded by an as-yet uncertain process.[48] The most likely candidate process is the slow sublimation of ice, which is enabled by a temperature of up to 165 K, reached at a subsolar point.[6] Such sublimation of water or other volatiles from the dirty ice that is the bedrock causes its decomposition. The non-ice remnants form debris avalanches descending from the slopes of the crater walls.[48] Such avalanches are often observed near and inside impact craters and termed "debris aprons".[6][17][48] Sometimes crater walls are cut by sinuous valley-like incisions called "gullies", which resemble certain Martian surface features.[6] In the ice sublimation hypothesis, the low-lying dark material is interpreted as a blanket of primarily non-ice debris, which originated from the degraded rims of craters and has covered a predominantly icy bedrock.

The relative ages of the different surface units on Callisto can be determined from the density of impact craters on them. The older the surface, the denser the crater population.[49] Absolute dating has not been carried out, but based on theoretical considerations, the cratered plains are thought to be ~4.5 billion years old, dating back almost to the formation of the Solar System. The ages of multi-ring structures and impact craters depend on chosen background cratering rates and are estimated by different authors to vary between 1 and 4 billion years.[17][43]

Atmosphere and ionosphere[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Induced magnetic field around Callisto

Callisto has a very tenuous atmosphere composed of carbon dioxide.[7] It was detected by the Galileo Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) from its absorption feature near the wavelength 4.2 micrometers. The surface pressure is estimated to be 7.5 picobar (0.75 µPa) and particle density 4Կաղապար:E-sp cm−3. Because such a thin atmosphere would be lost in only about 4 days (see atmospheric escape), it must be constantly replenished, possibly by slow sublimation of carbon dioxide ice from Callisto's icy crust,[7] which would be compatible with the sublimation–degradation hypothesis for the formation of the surface knobs.

Callisto's ionosphere was first detected during Galileo flybys;[18] its high electron density of 7–17Կաղապար:E-sp cm−3 cannot be explained by the photoionization of the atmospheric carbon dioxide alone. Hence, it is suspected that the atmosphere of Callisto is actually dominated by molecular oxygen (in amounts 10–100 times greater than CO
2
).[8] However, oxygen has not yet been directly detected in the atmosphere of Callisto. Observations with the Hubble Space Telescope (HST) placed an upper limit on its possible concentration in the atmosphere, based on lack of detection, which is still compatible with the ionospheric measurements.[50] At the same time, HST was able to detect condensed oxygen trapped on the surface of Callisto.[51]

Atomic hydrogen has also been detected in Callisto's atmosphere via recent analysis of 2001 Hubble Space Telescope data.[52] Spectral images taken on 15 and 24 December 2001 were re-examined, revealing a faint signal of scattered light that indicates a hydrogen corona. The observed brightness from the scattered sunlight in Callisto's hydrogen corona is approximately two times larger when the leading hemisphere is observed. This asymmetry may originate from a different hydrogen abundance in both leading and trailing hemispheres. However, this hemispheric difference in Callisto's hydrogen corona brightness is likely to originate from the extinction of the signal in the Earth's geocorona, which is greater when the trailing hemisphere is observed.[53]

Origin and evolution[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

The partial differentiation of Callisto (inferred e.g. from moment of inertia measurements) means that it has never been heated enough to melt its ice component.[20] Therefore, the most favorable model of its formation is a slow accretion in the low-density Jovian subnebula—a disk of the gas and dust that existed around Jupiter after its formation.[19] Such a prolonged accretion stage would allow cooling to largely keep up with the heat accumulation caused by impacts, radioactive decay and contraction, thereby preventing melting and fast differentiation.[19] The allowable timescale of formation of Callisto lies then in the range 0.1 million–10 million years.[19]

Views of eroding (top) and mostly eroded (bottom) ice knobs (~100 m high), possibly formed from the ejecta of an ancient impact

The further evolution of Callisto after accretion was determined by the balance of the radioactive heating, cooling through thermal conduction near the surface, and solid state or subsolidus convection in the interior.[32] Details of the subsolidus convection in the ice is the main source of uncertainty in the models of all icy moons. It is known to develop when the temperature is sufficiently close to the melting point, due to the temperature dependence of ice viscosity.[54] Subsolidus convection in icy bodies is a slow process with ice motions of the order of 1 centimeter per year, but is, in fact, a very effective cooling mechanism on long timescales.[54] It is thought to proceed in the so-called stagnant lid regime, where a stiff, cold outer layer of Callisto conducts heat without convection, whereas the ice beneath it convects in the subsolidus regime.[20][54] For Callisto, the outer conductive layer corresponds to the cold and rigid lithosphere with a thickness of about 100 km. Its presence would explain the lack of any signs of the endogenic activity on the Callistoan surface.[54][55] The convection in the interior parts of Callisto may be layered, because under the high pressures found there, water ice exists in different crystalline phases beginning from the ice I on the surface to ice VII in the center.[32] The early onset of subsolidus convection in the Callistoan interior could have prevented large-scale ice melting and any resulting differentiation that would have otherwise formed a large rocky core and icy mantle. Due to the convection process, however, very slow and partial separation and differentiation of rocks and ices inside Callisto has been proceeding on timescales of billions of years and may be continuing to this day.[55]

The current understanding of the evolution of Callisto allows for the existence of a layer or "ocean" of liquid water in its interior. This is connected with the anomalous behavior of ice I phase's melting temperature, which decreases with pressure, achieving temperatures as low as 251 K at 2,070 bar (207 MPa).[20] In all realistic models of Callisto the temperature in the layer between 100 and 200 km in depth is very close to, or exceeds slightly, this anomalous melting temperature.[32][54][55] The presence of even small amounts of ammonia—about 1–2% by weight—almost guarantees the liquid's existence because ammonia would lower the melting temperature even further.[20]

Although Callisto is very similar in bulk properties to Ganymede, it apparently had a much simpler geological history. The surface appears to have been shaped mainly by impacts and other exogenic forces.[17] Unlike neighboring Ganymede with its grooved terrain, there is little evidence of tectonic activity.[14] Explanations that have been proposed for the contrasts in internal heating and consequent differentiation and geologic activity between Callisto and Ganymede include differences in formation conditions,[56] the greater tidal heating experienced by Ganymede,[57] and the more numerous and energetic impacts that would have been suffered by Ganymede during the Late Heavy Bombardment.[58][59][60] The relatively simple geological history of Callisto provides planetary scientists with a reference point for comparison with other more active and complex worlds.[14]

Potential habitability[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

It is speculated that there could be life in Callisto's subsurface ocean. Like Europa and Ganymede, as well as Saturn's moons Enceladus, Mimas, Dione and Titan, a possible subsurface ocean might be composed of salt water.

It is possible that halophiles could thrive in the ocean.[61] As with Europa and Ganymede, the idea has been raised that habitable conditions and even extraterrestrial microbial life may exist in the salty ocean under the Callistoan surface.[21] However, the environmental conditions necessary for life appear to be less favorable on Callisto than on Europa. The principal reasons are the lack of contact with rocky material and the lower heat flux from the interior of Callisto.[21] Scientist Torrence Johnson said the following about comparing the odds of life on Callisto with the odds on other Galilean moons:[62]

The basic ingredients for life—what we call 'pre-biotic chemistry'—are abundant in many solar system objects, such as comets, asteroids and icy moons. Biologists believe liquid water and energy are then needed to actually support life, so it's exciting to find another place where we might have liquid water. But, energy is another matter, and currently, Callisto's ocean is only being heated by radioactive elements, whereas Europa has tidal energy as well, from its greater proximity to Jupiter.

Based on the considerations mentioned above and on other scientific observations, it is thought that of all of Jupiter's moons, Europa has the greatest chance of supporting microbial life.[21][63]

Exploration[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

The Pioneer 10 and Pioneer 11 Jupiter encounters in the early 1970s contributed little new information about Callisto in comparison with what was already known from Earth-based observations.[6] The real breakthrough happened later with the Voyager 1 and Voyager 2 flybys in 1979. They imaged more than half of the Callistoan surface with a resolution of 1–2 km, and precisely measured its temperature, mass and shape.[6] A second round of exploration lasted from 1994 to 2003, when the Galileo spacecraft had eight close encounters with Callisto, the last flyby during the C30 orbit in 2001 came as close as 138 km to the surface. The Galileo orbiter completed the global imaging of the surface and delivered a number of pictures with a resolution as high as 15 meters of selected areas of Callisto.[17] In 2000, the Cassini spacecraft en route to Saturn acquired high-quality infrared spectra of the Galilean satellites including Callisto.[36] In February–March 2007, the New Horizons probe on its way to Pluto obtained new images and spectra of Callisto.[64]

The next planned mission to the Jovian system is the European Space Agency's Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE), due to launch in 2022.[65] Several close flybys of Callisto are planned during the mission.[65]

Old proposals[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Formerly proposed for a launch in 2020, the Europa Jupiter System Mission (EJSM) was a joint NASA/ESA proposal for exploration of Jupiter's moons. In February 2009 it was announced that ESA/NASA had given this mission priority ahead of the Titan Saturn System Mission.[66] ESA's contribution still faced funding competition from other ESA projects.[67] EJSM consisted of the NASA-led Jupiter Europa Orbiter, the ESA-led Jupiter Ganymede Orbiter, and possibly a JAXA-led Jupiter Magnetospheric Orbiter.

Potential colonization[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Artist's impression of a base on Callisto[68]

In 2003 NASA conducted a conceptual study called Human Outer Planets Exploration (HOPE) regarding the future human exploration of the outer Solar System. The target chosen to consider in detail was Callisto.[22][69]

The study proposed a possible surface base on Callisto that would produce rocket propellant for further exploration of the Solar System.[68] Advantages of a base on Callisto include low radiation (due to its distance from Jupiter) and geological stability. Such a base could facilitate remote exploration of Europa, or be an ideal location for a Jovian system waystation servicing spacecraft heading farther into the outer Solar System, using a gravity assist from a close flyby of Jupiter after departing Callisto.[22]

In December 2003, NASA reported that a manned mission to Callisto might be possible in the 2040s.[70]

See also[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Notes[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. 1,0 1,1 The leading hemisphere is the hemisphere facing the direction of the orbital motion; the trailing hemisphere faces the reverse direction.
  2. The dimensionless moment of inertia referred to is , where Կաղապար:Var is the moment of inertia, Կաղապար:Var the mass, and Կաղապար:Var the maximal radius. It is 0.4 for a homogenous spherical body, but less than 0.4 if density increases with depth.
  3. In the case of icy satellites, palimpsests are defined as bright circular surface features, probably old impact craters[17]
  4. To embay means to shut in, or shelter, as in a bay.

References[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. 1,0 1,1 Galilei G. (March 13, 1610)։ Sidereus Nuncius 
  2. «Classic Satellites of the Solar System»։ Observatorio ARVAL։ Վերցված է 28 September 2007 
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters»։ Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology 
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 4,8 Anderson J. D., Jacobson, R. A., McElrath, T. P., Moore W. B., Schubert G., Thomas P. C. (2001)։ «Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto»։ Icarus 153 (1): 157–161։ Bibcode:2001Icar..153..157A։ doi:10.1006/icar.2001.6664 
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 Հաշվարկվել է հայտնի տեղեկութոյւնների հիման վրա
  6. 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 6,10 6,11 6,12 6,13 6,14 6,15 6,16 6,17 Moore Jeffrey M., Chapman Clark R., Bierhaus Edward B. (2004)։ «Callisto» (PDF)։ in Bagenal F., Dowling T.E., McKinnon W.B.։ Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere։ Cambridge University Press 
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 Carlson R. W. (1999)։ «A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto» (PDF)։ Science 283 (5403): 820–821։ Bibcode:1999Sci...283..820C։ PMID 9933159։ doi:10.1126/science.283.5403.820 
  8. 8,0 8,1 8,2 Liang M. C., Lane, B. F., Pappalardo, R. T. (2005)։ «Atmosphere of Callisto» (PDF)։ Journal of Geophysical Research 110 (E2): E02003։ Bibcode:2005JGRE..11002003L։ doi:10.1029/2004JE002322 
  9. 9,0 9,1 9,2 Musotto Susanna, Varadi, Ferenc, Moore, William, Schubert, Gerald (2002)։ «Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites»։ Icarus 159 (2): 500–504։ Bibcode:2002Icar..159..500M։ doi:10.1006/icar.2002.6939 
  10. 10,0 10,1 Cooper John F., Johnson, Robert E., Mauk, Barry H., Garrett Garry H., Gehrels Neil (2001)։ «Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites»։ Icarus 139 (1): 133–159։ Bibcode:2001Icar..149..133C։ doi:10.1006/icar.2000.6498 
  11. «Exploring Jupiter – JIMO – Jupiter Icy Moons Orbiter – the moon Callisto»։ Space Today Online 
  12. 12,0 12,1 Chang Kenneth (12 March 2015)։ «Suddenly, It Seems, Water Is Everywhere in Solar System»։ The New York Times։ Վերցված է 12 March 2015 
  13. 13,0 13,1 13,2 13,3 13,4 13,5 13,6 13,7 13,8 13,9 Kuskov O.L., Kronrod, V.A. (2005)։ «Internal structure of Europa and Callisto»։ Icarus 177 (2): 550–369։ Bibcode:2005Icar..177..550K։ doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014 
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 14,5 Showman A. P., Malhotra R. (1 October 1999)։ «The Galilean Satellites»։ Science 286 (5437): 77–84։ PMID 10506564։ doi:10.1126/science.286.5437.77 
  15. «Callisto – Overview – Planets – NASA Solar System Exploration»։ NASA Solar System Exploration։ Արխիվացված է օրիգինալից 28 March 2014-ին 
  16. Glenday Craig (2013)։ Guinness Book of World Records 2014։ Guinness World Records Limited։ էջ 187։ ISBN 978-1-908843-15-9 
  17. 17,00 17,01 17,02 17,03 17,04 17,05 17,06 17,07 17,08 17,09 17,10 17,11 17,12 17,13 17,14 17,15 17,16 17,17 17,18 17,19 17,20 17,21 Greeley R., Klemaszewski, J. E., Wagner, L. (2000)։ «Galileo views of the geology of Callisto»։ Planetary and Space Science 48 (9): 829–853։ Bibcode:2000P&SS...48..829G։ doi:10.1016/S0032-0633(00)00050-7 
  18. 18,0 18,1 Kliore A. J., Anabtawi, A., Herrera, R. G. (2002)։ «Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations»։ Journal of Geophysical Research 107 (A11): 1407։ Bibcode:2002JGRA.107kSIA19K։ doi:10.1029/2002JA009365 
  19. 19,0 19,1 19,2 19,3 Canup Robin M., Ward, William R. (2002)։ «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion»։ The Astronomical Journal 124 (6): 3404–3423։ Bibcode:2002AJ....124.3404C։ doi:10.1086/344684 
  20. 20,0 20,1 20,2 20,3 20,4 20,5 20,6 20,7 20,8 Spohn T., Schubert, G. (2003)։ «Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?»։ Icarus 161 (2): 456–467։ Bibcode:2003Icar..161..456S։ doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9 
  21. 21,0 21,1 21,2 21,3 Lipps Jere H., Delory, Gregory, Pitman, Joe (2004)։ «Astrobiology of Jupiter's Icy Moons»։ Proc. SPIE։ Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII 5555: 10։ Bibcode:2004SPIE.5555...78L։ doi:10.1117/12.560356։ Արխիվացված է օրիգինալից 20 August 2008-ին 
  22. 22,0 22,1 22,2 Trautman Pat, Bethke, Kristen (2003)։ «Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)»։ NASA։ Արխիվացված է օրիգինալից 19 January 2012-ին 
  23. Cruikshank D. P., Nelson R. M. (2007)։ «A history of the exploration of Io»։ in Lopes R. M. C., Spencer J. R.։ Io after Galileo։ Springer-Praxis։ էջեր 5–33։ ISBN 978-3-540-34681-4 
  24. Van Helden Albert (14 January 2004)։ «The Galileo Project / Science / Simon Marius»։ Rice University 
  25. Baalke Ron։ «Discovery of the Galilean Satellites»։ Jet Propulsion Laboratory։ Վերցված է 7 January 2010 
  26. 26,0 26,1 «Satellites of Jupiter»։ The Galileo Project։ Վերցված է 31 July 2007 
  27. Marius, S. (1614)։ Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici 
  28. Marazzini Claudio (2005)։ «I nomi dei satelliti di Giove: da Galileo a Simon Marius» [The names of the satellites of Jupiter: from Galileo to Simon Marius]։ Lettere Italiane 57 (3): 391–407։ JSTOR 26267017 
  29. «Io: Overview»։ NASA։ Վերցված է 5 March 2012 
  30. Barnard E. E. (1892)։ «Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter»։ Astronomical Journal 12: 81–85։ Bibcode:1892AJ.....12...81B։ doi:10.1086/101715 
  31. Bills Bruce G. (2005)։ «Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter»։ Icarus 175 (1): 233–247։ Bibcode:2005Icar..175..233B։ doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028 
  32. 32,0 32,1 32,2 32,3 Freeman J. (2006)։ «Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto»։ Planetary and Space Science 54 (1): 2–14։ Bibcode:2006P&SS...54....2F։ doi:10.1016/j.pss.2005.10.003։ Արխիվացված է օրիգինալից 24 August 2007-ին 
  33. United Nations Scientific Committee on the Effects of Atomic Radiation։ New York: United Nations։ 2008։ էջ 4։ ISBN 978-92-1-142274-0 
  34. Frederick A. Ringwald (29 February 2000)։ «SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)»։ California State University, Fresno։ Արխիվացված է օրիգինալից 25 July 2008-ին։ Վերցված է 4 July 2009 
  35. Clark R. N. (10 April 1981)։ «Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm»։ Journal of Geophysical Research 86 (B4): 3087–3096։ Bibcode:1981JGR....86.3087C։ doi:10.1029/JB086iB04p03087։ Վերցված է 3 March 2010 
  36. 36,0 36,1 Brown R. H., Baines K. H., Bellucci G., Bibring J-P., Buratti B. J., Capaccioni F., Cerroni P., Clark R. N., Coradini A., Cruikshank D. P., Drossart P., Formisano V., Jaumann R., Langevin Y., Matson D. L., McCord T. B., Mennella V., Nelson R. M., Nicholson P. D., Sicardy B., Sotin C., Amici S., Chamberlain M. A., Filacchione G., Hansen G., Hibbitts K., Showalter M. (2003)։ «Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter»։ Icarus 164 (2): 461–470։ Bibcode:2003Icar..164..461B։ doi:10.1016/S0019-1035(03)00134-9 
  37. Noll K.S. (1996)։ «Detection of SO2 on Callisto with the Hubble Space Telescope»։ Lunar and Planetary Science XXXI։ էջ 1852 
  38. 38,0 38,1 Hibbitts C.A., McCord, T. B., Hansen, G.B. (1998)։ «Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto»։ Lunar and Planetary Science XXXI։ էջ 1908 
  39. Khurana K. K., Kivelson M. G., Stevenson D. J., Schubert G., Russell C. T., Walker R. J., Polanskey C. (1998)։ «Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto»։ Nature 395 (6704): 777–780։ Bibcode:1998Natur.395..777K։ PMID 9796812։ doi:10.1038/27394 
  40. 40,0 40,1 Zimmer C., Khurana, K. K., Kivelson Margaret G. (2000)։ «Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations»։ Icarus 147 (2): 329–347։ Bibcode:2000Icar..147..329Z։ doi:10.1006/icar.2000.6456 
  41. Anderson J. D., Schubert, G., Jacobson, R. A., Lau E. L., Moore W. B., Sjo Gren W. L. (1998)։ «Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto»։ Science 280 (5369): 1573–1576։ Bibcode:1998Sci...280.1573A։ PMID 9616114։ doi:10.1126/science.280.5369.1573։ Արխիվացված է օրիգինալից 26 September 2007-ին 
  42. 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։ Bibcode:2002Icar..157..104S։ doi:10.1006/icar.2002.6828 
  43. 43,0 43,1 Zahnle K., Dones, L., Levison Harold F. (1998)։ «Cratering Rates on the Galilean Satellites»։ Icarus 136 (2): 202–222։ Bibcode:1998Icar..136..202Z։ PMID 11878353։ doi:10.1006/icar.1998.6015։ Արխիվացված է օրիգինալից 27 February 2008-ին 
  44. 44,0 44,1 44,2 44,3 Bender K. C., Rice J. W., Wilhelms D. E., Greeley R. (1997)։ «Geological map of Callisto»։ Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference 25: 91։ Bibcode:1994LPI....25...91B։ Արխիվացված է օրիգինալից 24 January 2015-ին։ Վերցված է 28 August 2017 
  45. Wagner R., Neukum, G., Greeley, R (12–16 March 2001)։ Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation։ 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference 
  46. 46,0 46,1 Կաղապար:Cite map
  47. Քաղվածելու սխալ՝ Սխալ <ref> պիտակ՝ Klemaszewski2001 անվանումով ref-երը տեքստ չեն պարունակում:
  48. 48,0 48,1 48,2 Moore Jeffrey M., Asphaug, Erik, Morrison, David, Spencer John R., Chapman Clark R., Bierhaus Beau, Sullivan Robert J., Chuang Frank C., Klemaszewski James E., Greeley Ronald, Bender Kelly C., Geissler Paul E., Helfenstein Paul, Pilcher Carl B. (1999)։ «Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission»։ Icarus 140 (2): 294–312։ Bibcode:1999Icar..140..294M։ doi:10.1006/icar.1999.6132 
  49. Chapman C.R., Merline W.J., Bierhaus B. (1997)։ «Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results»։ Lunar and Planetary Science XXXI։ էջ 1221 
  50. Strobel Darrell F., Saur, Joachim, Feldman, Paul D. (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։ Bibcode:2002ApJ...581L..51S։ doi:10.1086/345803 
  51. Spencer John R., Calvin, Wendy M. (2002)։ «Condensed O2 on Europa and Callisto»։ The Astronomical Journal 124 (6): 3400–3403։ Bibcode:2002AJ....124.3400S։ doi:10.1086/344307 
  52. Roth Lorenz (27 May 2017)։ «Detection of a hydrogen corona at Callisto»։ Journal of Geophysical Research: Planets 122 (5): 1046–1055։ Bibcode:2017JGRE..122.1046R։ doi:10.1002/2017JE005294 
  53. Alday Juan, Roth Lorenz, Ivchenko Nickolay, Retherford Kurt D, Becker Tracy M, Molyneux Philippa, Saur Joachim (15 November 2017)։ «New constraints on Ganymede's hydrogen corona: Analysis of Lyman-α emissions observed by HST/STIS between 1998 and 2014»։ Planetary and Space Science 148: 35–44։ Bibcode:2017P&SS..148...35A։ ISSN 0032-0633։ doi:10.1016/j.pss.2017.10.006 
  54. 54,0 54,1 54,2 54,3 54,4 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։ Bibcode:2006Icar..183..435M։ doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004 
  55. 55,0 55,1 55,2 Nagel K.a, Breuer, D., Spohn, T. (2004)։ «A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto»։ Icarus 169 (2): 402–412։ Bibcode:2004Icar..169..402N։ doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019 
  56. Barr A. C., Canup, R. M. (3 August 2008)։ «Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites»։ Icarus 198 (1): 163–177։ Bibcode:2008Icar..198..163B։ doi:10.1016/j.icarus.2008.07.004 
  57. Showman A. P., Malhotra, R. (March 1997)։ «Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede»։ Icarus 127 (1): 93–111։ Bibcode:1997Icar..127...93S։ doi:10.1006/icar.1996.5669 
  58. Baldwin E. (25 January 2010)։ «Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy»։ Astronomy Now։ Վերցված է 1 March 2010 
  59. Barr A. C., Canup, R. M. (March 2010)։ Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment։ 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010) (Houston)։ Վերցված է 1 March 2010 
  60. Barr A. C., Canup, R. M. (24 January 2010)։ «Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment»։ Nature Geoscience 3 (March 2010): 164–167։ Bibcode:2010NatGe...3..164B։ doi:10.1038/NGEO746 
  61. Phillips, Tony (23 October 1998)։ «Callisto makes a big splash»։ NASA։ Վերցված է 15 August 2015 
  62. Phillips T. (23 October 1998)։ «Callisto makes a big splash»։ Science@NASA։ Արխիվացված է օրիգինալից 29 December 2009-ին 
  63. François Raulin (2005)։ «Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations»։ Space Science Reviews 116 (1–2): 471–487։ Bibcode:2005SSRv..116..471R։ doi:10.1007/s11214-005-1967-x 
  64. Morring F. (7 May 2007)։ «Ring Leader»։ Aviation Week & Space Technology: 80–83 
  65. 65,0 65,1 Amos Jonathan (2 May 2012)։ «Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter»։ BBC News Online։ Վերցված է 2 May 2012 
  66. Rincon Paul (20 February 2009)։ «Jupiter in space agencies' sights»։ BBC News։ Վերցված է 20 February 2009 
  67. «Cosmic Vision 2015–2025 Proposals»։ ESA։ 21 July 2007։ Վերցված է 20 February 2009 
  68. 68,0 68,1 «Vision for Space Exploration»։ NASA։ 2004 
  69. 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)»։ AIP Conference Proceedings 654: 821–828։ Bibcode:2003AIPC..654..821T։ doi:10.1063/1.1541373 
  70. «High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto»։ NASA։ 2003։ Արխիվացված է օրիգինալից 2 July 2012-ին։ Վերցված է 25 June 2009 

External links[խմբագրել | խմբագրել կոդը]