Վիքիպեդիա

Կալիստո (արբանյակ)

Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Կալիստո (այլ կիրառումներ)

Կալիստո (հուն․՝ Καλλιστώ), Յուպիտերի արբանյակն է, Գալիլեյան արբանյակներից մեծությամբ երկրորդը Գանիմեդից 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։


Կալիստո
(Յուպիտեր IV)
Callisto
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 թեքում0°[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]

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 ուղեծրային 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
 
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

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]։

Ուղեծիրը և պտույտ

խմբագրել
 
Գալիլեյան արբանյակները Յուպիտերի շուրջ

  Յուպիտեր

 ·

  Իո

 ·

  Եվրոպա

 ·

  Գանիմեդ

 ·

  Կալիստո

 
Կասինի-Հյուգենս կայանից լուսանկարված՝ Կալիստոն ներքևում ձախից, Յուպիտերը վերևում աջից, և Յուպիտերի Մեծ կարմիր հետքից ձախ և ներքև Եվրոպան

Կալիստոն պտտվում է Յուպիտերի Գալիլեյան արբանյակներից մոլորակից ամենահեռու ուղեծիր ունեցողն է։ Նրա միջին ուղեծրային հեռավորությունը կազմում է 1 880 000 կմ (26,3 Յուպիտերի շառավիղ)[3]։ Սա բավականին մեծ է քան նրան ամենամոտ Գալիալեյան արբանյակ Գանիմեդինն է, և որպես արդյունք Կալիստոն չի մասնակցում այլ Գալիլեյան արանյակների ուղեծրային ռեզոնանս-ին[9]։ Ինչպես և մյուս մեծ մոլորակների արբանյակները, Կալիստոն գտնվում է մակընթացային փականի մեջ Յուպիտերի հետ. նրա միայն մի կիսագունդն է միշտ ուղղված դեպի մոլորակը[4]։ Կալիստոյի օրվա երկարությունը միևնույն ժամանակ և նրա ուղեծրային պարբերությունն է, որ կազմում է 16,7 երկրային օր։ Ուղեծիրը շատ քիչ էքսցենտրիկ է, նրա ուղեծրի թեքումը և Էքսցենտրիսիտետը ենթարկվում են փոփոխությունների հարյուրամյակների ընթացքում Արեգակի և մոլորակների ձգողականության ազդեցության տակ, այս փոփոխությունները տատանվում են 0,0072–0,0076 Էքսցենտրիսիտետի համար և 0,20–0,60° ուղեծրի թեքման համար[9]։

Այն փաստը, որ Կալիստոն երբեք չի գտնվել ուղեծրային ռեզոնանսում այլ խոշոր արբանյակների հետ վկայում է այն մասին, որ այն չի ենթարկվել մակընթացային տաքացման, ինչը կարևոր է արբանյակի ներքին կառուցվածքի և էվոլյուցիայի համար[31]։ Նրա մեծ հեռավորությունը Յուպիտերից նաև նշանակում է, որ արբանյակի մակերևույթը մոլորակի մագնիսոլորտի լիցքավորված մասնիկների կողմից ռմբակոծության շատ ավելի թույլ ազդեցության է ենթարկվում[10]։ Ռադիացիայի մակարդակը Կալիստոյի մակերևույթին համապատասխանում է մոտ 0.1 մՍվ օրվա ընթացքում, ինչը մոտ տասն անգամ մեծ է քան Երկրի միջինացված ցուցանիշը[32][33]։

Ֆիզիկական առանձնահատկություններ

խմբագրել

Կազմություն

խմբագրել
 
Երկրի, Լուսնի և Կալիստոյի համեմատական չափերը

Կալիստոյի միջին խտությունը կազմում է 1,83 գ/սմ3[4], դա վկայում է մոտավորապես հավասար մասերով ժայռային և սառցային նյութերի առկայությունը, որոշ ցնդող սառույցների առկայությամբ, այնպիսիք ինչպե ամոնիակը[13]։ Սառույցների մասնաբաժինը կազմում է 49–55%[13][20]: Ժայռային մասի ճշգրիտ կազմությունը անհայտ է, սակայն հավանական է, որ այն սովորական խոնդրիտներին մոտ է[13], որոնք պարունակում են ավելի քիչ երկաթ, իսկ առկա երկաթը հիմնականում երկաթի օքսիդի տեսքով է։ Երկաթի հարաբերությունը սիլիցիումին կազմում է 0,9–1,3, այն դեպքում, երբ Արեգակի դեպքում այն կազմում է 1:8[13]։

Կալիստոյի մակերևույթի ալբեդոն մոտ 20% է[6]։ Նրա մակերևույթը ամբողջ մակերեսի վրա միանման է։ Մոտ ինֆրակարմիր սպեկտրում հետազոտությունները ցույց են տվել ջրային սառույցի առկայություն[6]։ Ջրային սառույցը առկա է Կալիստոյի մակերևույթի վրա ամեն տեղ՝ 25–50% զանգվածային մասով[14]։

Սպեկտրոսկոպիկ հետազորտությունների արդյունքում պարզվել է բազմաթիվ ոչ-սառցային նյութերի առկայությունը՝ մագնեզիում, երկաթ պարունակող սիլիկատներ[6], ածխաթթու գազ[34], ծծմբի օքսիդ[35], և հավանական է՝ ամոնիակ և տարաբնույթ օրգանական միացություններ[6][14]։ Սպեկտրալ տվյալները ցույց են տալիս, որ Կալիստոյի մակերեսը փոքր մասշտաբներում չափազանց տարասեռ է։ Մաքուր ջրային սառույցի փոքր հատվածները խառնվում են քար-սառույց խառնուրդի մասերի և ունեն ոչ սառցե նյութի հավելումներ[6][17]։

Կալիստոյի մակերևույթը ասիմետրիկ է. առաջնային կիսագունդը (ուղեծրով դեպի առաջ ուղղված կիսագունդ) ավելի մուգ է քան ետնային կիսագունդը։ Սա տարբերում է արբանյակը այլ Գալիլեյան արբանյակներից, որոնց մոտ հակառակ ն է[6]։ Կալիստոյի ետնային կիսագունդը հարուստ է ածխաթթու գազով, իսկ առաջնայինը ծծմբի օքսիդով[36]։

Մակերևույթին գտնվող երիտասարդ հարվածային խառնարանները նույնպես հարուստ են ածխաթթու գազով[36]։ Ընդհանուր առմամբ Կալիստոյի մակերևույթի քիմիական կազմությունը, հատկապես մոգ հատվածներում, մոտ է D դասի աստերոիդներին[17], որոնց մակերևույթը հիմնականում կազմված է ածխածնային նյութերից։

Ներքին կազմություն

խմբագրել
 
Կալիստոյի ներքին կազմության մոդելը, սառցե մակերևույթային մաս, դրանից ներքև հնարավոր հեղուկ ջրի շերտ, և սառցա-քարային միջուկ

Կալիստոյի հարվածներով ծածկված մակերեսը ծածկում է սառը, կոշտ և սառցե լիտոսֆերան, որի հաստությունը 80-ից 150 կմ է[13][20]։ Հավանական է, որ դրանից ներքև ընկած է 150–200 կմ խորությամբ աղի ջրի օվկիանոսը[13][20], ինչի մասին վկայում են Յուպիտերի և նրա արբանյակների շուրջ մագնիսական դաշտերի ուսումնասիրությունները[37][38]։ Պարզվել է, որ Կալիստոն արձագանքում է Յուպիտերի ֆոնային փոփոխական մագնիսական դաշտին, ինչպես կատարյալ հաղորդիչ գունդ; այսինքն՝ դաշտը չի կարողանում ներթափանցել Կալիստոյի ընդերք, սրանից ենթադրվում է, որ արբանյակի ներսում կա բարձր հաղորդունակ հեղուկի շերտ՝ առնվազն 10 կմ հաստությամբ[38]։ Օվկիանոսի գոյությունն ավելի հավանական է, եթե ջուրը պարունակում է փոքր քանակությամբ ամոնիակ կամ այլ հակասառեցնող նյութ՝ մինչև 5%՝ ըստ զանգվածի[20]։ Այս դեպքում ջուր+սառույցի շերտը կարող է լինել 250–300 կմ հաստությամբ[13]։ Այն դեպքում եթե օվկիանոս չկա, ապա սառցե լիտոսֆերան պետք է որոշ չափով ավելի հաստ լինի՝ մինչև մոտ 300 կմ։

Լիտոսֆերայի և ենթադրյալ օվկիանոսի տակ Կալիստոյի ընդերքը կարծես ոչ ամբողջովին միասեռ է, ոչ էլ առանձնապես խառը։ Գալիլեո կայանից ստացված տվյալները[4] (հատկապես 0,3549 ± 0,0042 իներցիայի մոմենտը, որը ստացվել է մոտ տարածությամբ անցման ժամանակ) ցույց են տալիս, որ եթե Կալիստոն գտնվում է հիդրոստատիկ հավասարակշռության մեջ, ապա նրա ընդերքը կազմված է սեղմված ժայռային ապարներից և սառույցներից՝ ժայռային ապարների խորությունն ավելանում է խորության մեծացման հետ[13][39]։ Այլ կերպ ասած, Կալիստոն կարող է միայն մասամբ տարանջատված ընդերք ունենալ։ Արբանյակի իներցիայի մոմենտը և խտությունը համատեղելի են նրա կենտրոնում փոքր սիլիկատային միջուկի գոյության հետ։ Այսպիսի միջուկի շառավիղը չի կարող գերազանցել 600 կմ-ը, իսկ խտությունը կարող է լինել 3,1-ից 3,6 գ/սմ3-ի սահմաններում[4][13]։ Այս դեպքում Կալիստոյի ընդերքը կտրուկ տարբերվում է Գանիմեդի ընդերքից, որը, ըստ երևույթին, լիովին բաժանված է[14][40]։

Այնուամենայնիվ, 2011 թվականին Գալիլեո կայանի տվյալների վերավերլուծությունը ցույց է տվել, որ Կալիստոն հիդրոստատիկ հավասարակշռության մեջ չէ[41]։ Այդ դեպքում, ձգողականության տվյալները կարող են վկայել առավել բաժանված ընդերքի մասին, արն ունի հիդրացված սիլիկատային միջուկ[42]։

Մակերևույթի առանձնահատկություններ

խմբագրել
 
Գալիլեո կայանից ստացված Կալիստոյի խառնարանացված դշատերի լուսանկարը

Կալիստոյի հնագույն մակերեսը Արեգակնային համակարգի ամենածանր խառնարանացված մակերևույթներից է[43]։ Փաստորեն խառնարանի խտությունը այնքան մեծ է, որ ցանկացած նոր խառնարան հակված է ձևափոխելու կամ ոչնչացնելու ավելի հինը։ Ընդհանուր երկրաբանությունը համեմատաբար պարզ է. Կալիստոյի վրա չկան մեծ լեռներ, հրաբուխներ կամ այլ էնդոգեն տեկտոնական առանձնահատկություններ[44]։ Հարված խառնարանները և բազմաօղակ կառուցվածքները իրենց կոտրտվածքներով, ճեղքերով և նստվածքներով միակ խոշոր առանձնահատկություններն են արբանյակի վրա[17][44]։

Կալիստոյի մակերեսը կարելի է բաժանել մի քանի երկրաբանորեն տարբեր մասերի. խառնարանացված հարթավայրեր, լուսավոր հարթավայրեր, պայծառ և մուգ հարթավայրեր և տարբեր այլ մասնիկներ, որոնք կապված են որոշակի բազմաօղակ կառուցվածքների և հարվածային խառնարանների հետ[17][44]։ Խառնարանային հարթավայրերը կազմում են մակերեսի մեծ մասը և ներկայացնում են հնագույն լիտոսֆերան՝ սառույցի և ժայռային նյութի խառնուրդ։ Լուսավոր հարթավայրերը ներառում են պայծառ հարվածային խառնարաններ, ինչպիսիք են Ասգարդը և Լոֆնը, վելի հին մեծ խառնարանների մնացորդները, որոնք կոչվում են պալիմպսեստներ, բազմաօղակ կառուցվածքների կենտրոնական մասերը և խառնարանների մեկուսացված հատվածները[17]։ Ենթադրվում է, որ այս լուսավոր հարթավայրերը սառցե մարմինների հարվածների մնացորդներ են։ Պայծառ և հարթ հարթավայրերը կազմում են Կալիստոյի մակերևույթի ավելի փոքր մասը և հանդիպում են Վալհալլա և Ասգարդ խառնարանների եզրային և խորշակ գոտիներում, ինչպես նաև երևում են որպես մեկուսացված բծեր խառնարանային հարթավայրերում։ Ենթադրվում է, որ դրանք կապված են էնդոգեն ակտիվության հետ, սակայն Գալիլեո կայանի միջոցով ստացված բարձր թույլտվությամբ պատկերները ցույց են տվել, որ պայծառ, հարթ հարթավայրերը փոխկապակցված են մեծապես ճեղքված և խճճված տեղանքների հետ և չեն ենթարկվում մակերեսի փոփոխումների[17]։ Գալիլեոյի լուսանկարները նաև բացահայտեցին փոքր, մուգ, հարթ տարածքներ, որոնց ընդհանուր ծածկույթը 10,000 կմ2-ից պակաս է, որոնք կարծես շրջապատում են շրջակա տեղանքը։ Դրանք հավանաբար կրիոհրաբխային նստվածքներ են[17]։ Եվ լուսավոր, և մուգ հարթավայրերը փոքր-ինչ ավելի երիտասարդ են և ավելի քիչ են ծածկված խառնարաններով, քան խառնարանային հարթավայրերը[17][45]։

 
Հյառ հարվածային խառնարանը կենտրոնական կոնով, և ավելի ուշ գոյացած խառնարանների շղթաներ, ձախ վերին մասում ամենաուշ գոյացած Թինդր խառնարանը

Դիտված հարվածային խառնարանների տրամագիծը տատանվում է 0,1 կմ-ից (պատկերի թույլտվությամբ սահմանված սահմանը) մինչև 100 կմ և ավելին, հաշվի չառնելով բազմաօղակ կառուցվածքները[17]։ Փոքր խառնարանները՝ 5 կմ-ից պակաս տրամագծով, ունեն պարզ ամանի կամ հարթ հատակով գոգավորության ձև։ 5–40 կմ չափերով խառնարանները սովորաբար ունենում են կենտրոնական կոնաձև գագաթ։ Ավելի մեծ հարվածային գոյացությունները, որոնց տրամագծերը 25–100 կմ միջակայքում են, ունեն կենտրոնական գոգավորություններ՝ գագաթների փոխարեն, օրինակ՝ Թինդր խառնարանը[17]։ 60 կմ-ից ավելի տրամագծով ամենամեծ խառնարանները կարող են ունենալ կենտրոնական գմբեթներ, որոնք, ինչպես ենթադրվում է, առաջանում են հարվածից հետո կենտրոնական մասերի տեկտոնական ամբարձումից[17], օրինակները ներառում են Ասգարդ և Հյառ խառնարանները։ Քիչ քանակով շատ մեծ՝ ավելի քան 100 կմ տրամագծով, պայծառ հարվածային խառնարանների կենտրոնական մասերը ունեն անոմալ գմբեթի երկրաչափություն։ Սրանք անսովոր ցածր են և կարող են անցումային տեսք ունենալ դեպի բազմակի օղակաձև կառուցվածքներ, ինչպես օրինակ Լոֆնը[17]։ Կալիստոյի խառնարաններն ընդհանուր առմամբ ավելի ծանծաղ են, քան Լուսնի խառնարանները։

 
3800 կմ տրամագծով Վալհալա խառնարանը բազմաօղակ հարվածային կառուցվածքով, Վոյաջեր 1 կայանի լուսանկար

Կալիստոյի մակերևույթի վրա ամենամեծ հարվածային առանձնահատկությունները բազմաօղակ կառուցվածքների ավազաններն են[17][44]։ Դրանցից երկուսը հսկայական են։ Վալհալան ամենամեծն է, 600 կիլոմետր տրամագծով լուսավոր կենտրոնական շրջանով և կենտրոնից մինչև 1800 կիլոմետր հեռավորության վրա գտնվող օղակներով (տես նկարը)[46]։ Երկրորդ ամենամեծը Ասգարդն է, որի տրամագիծը մոտ 1600 կիլոմետր է[46]։ Բազմաօղակ կառուցվածքները, հավանաբար, առաջացել են հարվածային ազդեցության հետևանքով առաջացած ստորգետնյա օվկիանոսը ծածկող լիտոսֆերայի փափուկ կամ հեղուկ նյութի համակենտրոն ճեղքվածքների արդյունքում[47]։ Խառնարանների շղթաները, օրինակ՝ Գոմուլ կաթենան, հարվածային խառնարանների երկար շղթաներ են, որոնք մի գծով շարված են մակերեսով, հավանաբար, առաջացել են հաջորդական հարվածների հետևանքով, որոնք առաջացել են Յուպիտերի մոտով անցնելից մարմնի ճեղքվելու հետևանքով տարբեր մասերի բաժանվելուց[17]։ Նաման իրադարձություն էր Շումեյքեր-Լևի 9 գիսաստղը։

Ինչպես նշվեց վերևում, մինչև 80% ալբեդոյով մաքուր ջրային սառույցի փոքր մասեր են հայտնաբերվել Կալիստոյի մակերեսին, դրանք շրջապատված են շատ ավելի մուգ նյութով[6]։ Գալիլեո կայանի լուսանկարները ցույց են տվել, որ այս պայծառ բծերը հիմնականում տեղակայված են մակերեսի բարձրացաված մասերում՝ խառնարանների եզրերին, ճեղքերին և գագաթների վրա[6]։ Դրանք, ամենայն հավանականությամբ, ջրային սառույցի բարակ շերտով նստվածքներ։ Մուգ նյութը սովորաբար գտնվում է ցածրադիր վայրերում և շրջապատում են ավելի վառ առանձնահատկությունները։ Դրանք հաճախ ձևավորում է բծեր մինչև 5 կմ երկարությամբ հատկապես խառնարանների հատակներին և միջխառնարանների իջվածքներում[6]։

Ավելի փոքր մասշտաբներում Կալիստոյի մակերեսն ավելի դեգրադացված է, քան Գալիլեյան այլ սառցե արբանյակների մակերեսները[6]։ Սովորաբար 1 կմ-ից պակաս տրամագծով փոքր հարվածային խառնարաններ շատ քիչ են Կալիստոյի վրա. ի հակադրություն օրինակ, Գանիմեդի մութ հարթավայրերի հետ[17]։ Փոքր խառնարանների փոխարեն գրեթե ամենուր տարածված մակերևույթի առանձնահատկությունները փոքր ելունդներ ու փոսերն են[6]։ Ենթադրվում է, որ ելունդները ներկայացնում են խառնարանների եզրերի մնացորդները, որոնք քայքայվել են դեռևս անհայտ գործընթացի հետևանքով[48]։ Այսպիսի գործընթացի ամենահավանական թեկնածուն սառույցի դանդաղ սուբլիմացումն է, որը հնարավոր է դարռնում մինչև 165 Կ ջերմաստիճանի պայմաններում, որը հնարավոր է Արեգակի լույսի արբանյակի մակերևույթին հասնելու դեպքում[6]։ Ջրի կամ այլ ցնդող նյութերի նման սուբլիմացումը կեղտոտ սառույցից, որը և կազմում է մակերևույթի մեծ մասը, հանգեցնում է մակերևույթային առանձնահատկությունների քայքայմանը։ Ոչ սառցե մնացորդները իջնում են խառնարանի պատերով և ձնահյուսեր են ձևավորում[48]։ Նման ձնահյուսերը հաճախ նկատվում են հարվածային խառնարանների մոտ և ներսում և կոչվում են «բեկորային գոգնոցներ»[6][17][48]։ Երբեմն խառնարանների պատերը կտրվում են հովիտի նմանվող կտրվածքներով, որոնք կոչվում են «հեղեղներ», դրանք նման են Մարսի մակերևույթի որոշ առանձնահատկություններին[6]։ Սառույցի սուբլիմացիայի վարկածի շրջանակներում, ցածրադիր մուգ նյութը մեկնաբանվում է որպես ոչ սառցե բեկորների ծածկ, որը առաջացել է խառնարանների քայքայված եզրերից և ծածկել է սառցե հիմքը։

Կալիստոյի տարբեր մակերևութային առանձնահատկությունների հարաբերական տարիքը կարելի է որոշել դրանց գտնվող հարվածային խառնարանների խտությունով։ Որքան հին է մակերեսը, այնքան ավելի խիտ են խառնարանները[49]։ Ճշգրիտ թվագրում չի իրականացվել, սակայն տեսական նկատառումներից ելնելով` ենթադրվում է, որ խառնարանային հարթավայրերը մոտ 4,5 միլիարդ տարեկան են, որոնք թվագրվում են գրեթե Արեգակնային համակարգի ձևավորման ժամանակով։ Բազմաօղակ կառուցվածքները և հարվածային խառնարանների տարիքը կախված է ֆոնային խառնարանների առաջացման արագությունից և տարբեր հեղինակների գնահատմամբ՝ տատանվում է 1-ից 4 միլիարդ տարվա միջակայքում[17][43]։

Մթնոլորտն ու իոնոսֆերան

խմբագրել
 
Կալիստոյի շրջակայքի ինուցված մագնիսական դաշտը

Կալիստոն ունի ածխածնի երկօքսիդից կազմված շատ նոսր մթնոլորտ[7]։ Այն հայտնաբերվել է Գալիլեո կայանի մոտ ինֆրակարմիր քարտեզագրման սպեկտրոմետրի կողմից։ Մակերևութային ճնշումը գնահատվում է 7,5 պիկոբար (0,75 μPa) և մասնիկների խտությունը՝ 4 × 108 սմ−3։ Քանի որ նման նոսր մթնոլորտը կանհետանա ընդամենը մոտ 4 տարում (մթնոլորտային փախուստ), այն պետք է անընդհատ համալրվի։ Դա հնարավոր է, տեղի է ունենքւմ Կալիսթոյի սառցե մակերևույթից ածխածնի երկօքսիդի դանդաղ սուբլիմացման հետևանքով[7], ինչը նաև համահունչ է սուբլիմացիա-դեգրադացման վարկածի հետ։

Կալիստոյի իոնոսֆերան առաջին անգամ հայտնաբերվել է Գալիլեո կայանի արբանյակին մոտ անցման ժամանակ[18], նրա բարձր էլեկտրոնների խտությունը՝ 7–17 × 104 սմ−3, չի կարող բացատրվել միայն մթնոլորտի ածխածնի երկօքսիդի ֆոտոիոնացմամբ։ Հետևաբար, ենթադրվում է, որ Կալիստոյի մթնոլորտում իրականում գերակշռում է մոլեկուլային թթվածինը (10-100 անգամ ավելի մեծ քանակությամբ, քան CO
2)[8]: Այնուամենայնիվ, թթվածինը դեռևս ուղղակիորեն չի հայտնաբերվել Կալիստոյի մթնոլորտում։ Հաբլ տիեզերական աստղադիտակով դիտումները սահմանեցին մթնոլորտում թթվածնի հնարավոր պարունակության, ինչը բացատրում է իոնոսֆերային չափումների արդյունքները[50]։ Միևնույն ժամանակ, Հաբլը կարողացավ հայտնաբերել խտացված թթվածին, որը առկա է Կալիստոյի մակերեսին[51]։

2001 թվականի Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի տվյալների վերջերս կատարված վերլուծության միջոցով Կալիստոյի մթնոլորտում հայտնաբերվել է նաև ատոմային ջրածին[52]։ 2001 թվականի դեկտեմբերի 15-ին և 24-ին արված սպեկտրային պատկերները կրկին ուսումնասիրվել են՝ հայտնաբերելով ցրված լույսի թույլ ազդանշան, որը ցույց է տալիս ջրածնային պսակը։ Կալիստոյի ջրածնային պսակում ցրված արևի լույսից դիտվող պայծառությունը մոտավորապես երկու անգամ ավելի մեծ է, երբ դիտարկվում էր առաջնային կիսագունդը։ Այս անհամաչափությունը կարող է առաջանալ ինչպես առաջնային, այնպես էլ հետին կիսագնդերում ջրածնի տարբեր պարունակությունից։ Այնուամենայնիվ, Կալիստոյի ջրածնային պսակի պայծառության այս կիսագնդային տարբերությունը, ամենայն հավանականությամբ, առաջանում է Երկրի գեոկորոնայում ազդանշանի մարումից, որն ավելի մեծ էր երբ դիտարկվում էր հետնաիյն կիսագունդը[53]։

Կալիստոյի մթնոլորտը մոդելավորվել է բախման մոլեկուլային փոխազդեցությունների ազդեցության մասին ավելի լավ պատկերացում ստանալու համար[54]։ Հետազոտողները Կալիստոյի մթնոլորտի բաղկացուցիչ տարրերի (ածխածնի երկօքսիդ, մոլեկուլային թթվածին և մոլեկուլային ջրածին) բախումները մոդելավորելու համար օգտագործել են կինետիկ մեթոդ։ Մոդելավորման ընթացքում հաշվի է առնվել այս միացությունների ջերմային կլանումը արեգակնային ազդեցության պատճառով և դրա արդյունքում առաջացած ջերմաստիճանի տատանումները մակերեսի վրա։ Մոդելավորումը ցույց տվեց, որ Կալիստոյի մթնոլորտի խտությունը կարելի է բացատրել ավելի ծանր գազերի, ածխածնի երկօքսիդի և թթվածնի կողմից ջրածնի թակարդումով։ Մոդելը ցույց է տալիս, թե ինչպես են մոլեկուլների միջև կինետիկ փոխազդեցությունները ազդում մթնոլորտի վրա, թեև այն ունի սահմանափակումներ դիտարկվող փոփոխականների առումով։ Մոդելավորման արդյունքում ստացված խտություն ցուցանիշները համընկնում են հայտնաբերված ցուցանիշների հետ[55][56]։

Ծագումը և էվոլյուցիան

խմբագրել

Կալիստոյի ընդերքի մասնակի տարբերակումը (ենթադրվում է, իներցիայի մոմենտի չափումներից) նշանակում է, որ այն երբեք այնքան չի տաքացվել, որպեսզի սառույցային բաղադրիչը հալվեր[20]։ Հետևաբար, դրա ձևավորման առավել հավանական մոդելը դանդաղ նյութի կուտակումն է ցածր խտության Յուպիտերյան գազի և փոշու սկավառակում, որը գոյություն է ունեցել Յուպիտերի շուրջը նրա ձևավորումից հետո[19]։ Նյութի կուտակման նման երկարատև ընթացքը թույլ կտար ընդերքի սառեցումը, իսկ հետագա տաքացման ազդեցությունների կուտակային ծավալը, որը ներառում էր հարվածային ազդեցություններ, ռադիոակտիվ քայքայման և կծկման հետևանքով առաջացած ջերմության կուտակումը, բավարար չի եղել ընդերքի հալումը և տարբերակումը[19]։ Կալիստոյի ձևավորման հնարավոր ժամկետը գնահատվում է 0,1-10 միլիոն տարվա միջակայք[19]։

 
Էրոզիայի ենթարկված (վերևում) և հիմնականում քայքայված (ներքևի) սառցե գմբեթների տեսարաններ (~ 100 մ բարձրություն), որոնք, հնարավոր է, առաջացել են հնագույն հարվածի հետևանքով արտանետումից

Կալիստոյի հետագա էվոլյուցիան նյութի կուտակումից հետո հիմնականում որոշվել է ռադիոակտիվ տաքացման, մակերեսի մոտ ջերմահաղորդման միջոցով սառեցման, և ընդերքում պինդ կամ ենթասոլիդ վիճակի կոնվեկցիայի հավասարակշռությամբ[31]։ Սառույցի ենթասոլիդության կոնվեկցիայի մանրամասները անորոշության հիմնական աղբյուրն են սառցե արբանյակի մոդելներում։ Հայտնի է, որ այն զարգանում է, երբ ջերմաստիճանը բավական մոտ է հալման կետին՝ պայմանավորված սառույցի մածուցիկության ջերմաստիճանից[57]։ Սառցե մարմիններում ենթասոլիդային կոնվեկցիան դանդաղ գործընթաց է՝ տարեկան 1 սանտիմետրի կարգի սառցե շարժումներով, բայց, ըստ էության, հանդիսանում է բավարար արդյունավետ սառեցման մեխանիզմ երկար ժամանակներում[57]։ Ենթադրվում է, որ այն ընթանում է այսպես կոչված լճացած կափարիչի ռեժիմում, որտեղ Կալիստոյի կոշտ, սառը արտաքին շերտը ջերմություն է փոխանցում առանց կոնվեկցիայի, մինչդեռ դրա տակ գտնվող սառույցը ուռչում է ենթասոլիդ ռեժիմում[20][57]։ Կալիստոյի համար արտաքին հաղորդիչ շերտը համապատասխանում է մոտ 100 կմ հաստությամբ սառը և կոշտ լիտոսֆերային։ Դրա ներկայությունը կարող է բացատրել Կալիստոյան մակերեսի վրա էնդոգեն ակտիվության նշանների բացակայությունը[57][58]։ Կալիստոյի ընդերքի մասերում կոնվեկցիան կարող է շերտավոր լինել, քանի որ այնտեղ հայտնաբերված բարձր ճնշման տակ ջրային սառույցը գոյություն ունի տարբեր բյուրեղային փուլերում՝ սկսած Սառույց I-ից մակերեսի վրա մինչև սառույց VII կենտրոնում[31]։ Կալիստոյի ընդերքում ենթասոլիդուսի կոնվեկցիայի վաղ սկիզբը կարող էր կանխել լայնածավալ սառույցի հալվելը և դրա հետևանքների ցանկացած տարբերակման առաջացումը, որը հակառակ դեպքում կձևավորեր մեծ քարքարոտ միջուկ և սառցե մանթիա։ Կոնվեկցիոն պրոցեսի շնորհիվ, սակայն, Կալիսթոյի ներսում ապարների և սառույցների շատ դանդաղ տեղաշարժումների շնորհիվ տեղի է ունեցել մասնակի տարանջատում միլիարդավոր տարիների ընթացքում, ինչը կարող է շարունակվել մինչ օրս[58]։

Կալիստոյի էվոլյուցիայի ներկայիս ըմբռնումը թույլ է տալիս հեղուկ ջրի շերտի կամ «օվկիանոսի» գոյությունը նրա ընդերքում։ Սա կապված է Սառույց I-ի հալման ջերմաստիճանի անոմալ պահվածքի հետ, որը նվազում է ճնշման հետ՝ հասնելով մինչև 251 Կ ջերմաստիճանի 2070 բարմ (207 ՄՊա) ճնշման պայմաններում[20]։ Կալիստոյի բոլոր իրատեսական մոդելներում 100-ից 200 կմ խորության վրա գտնվող շերտի ջերմաստիճանը շատ մոտ է կամ փոքր-ինչ գերազանցում է այս անոմալ հալման ջերմաստիճանին[31][57][58]։ Նույնիսկ փոքր քանակությամբ ամոնիակի առկայությունը՝ մոտ 1–2%՝ ըստ զանգվածի, գրեթե երաշխավորում է հեղուկի գոյությունը, քանի որ ամոնիակի առկայությունն էլ ավելի կնվազեցնի հալման ջերմաստիճանը[20]։

Չնայած Կալիստոն իր ընդհանուր հատկություններով շատ նման է Գանիմեդին, այն, ըստ երևույթին, ունի շատ ավելի պարզ երկրաբանական պատմություն։ Մակերեւույթը, ըստ երևույթին, ձևավորվել է հիմնականում հարվածների և այլ էկզոգեն ուժերի հետևանքով[17]։ Ի տարբերություն հարևան Գանիմեդի՝ իր ակոսավոր տեղանքով, Կալիստոյի վրա տեկտոնական ակտիվության քիչ ապացույցներ կան[14]։ Բացատրությունները, որոնք առաջարկվել են Կալիստոյի և Գանիմեդի միջև ներքին տաքացման հակադրությունների, տարբերակման հետևանքների և երկրաբանական գործունեության տարբերությունների համար, ներառում են ձևավորման պայմանների տարբերությունները[59], Գանիմեդի մակընթացային ավելի մեծ տաքացումը[60], և ավելի շատ ու էներգետիկ ազդեցությունները, որոնցից կարող էր տուժել Գանիմեդը Ուշ ծանր ռմբակոծության ժամանակ[61][62][63]։

Բնակելիություն

խմբագրել

Կա վարկած, որ Կալիստոյի ընդերքային օվկիանոսում կարող է կյանք լինել։ Այս ընդերքային օվկիանոսը կարող է կազմված լինել աղի ջրից, ինչպես Եվրոպայի և Գանիմեդի, ինչպես նաև Սատուրնի արբանյակներ Էնցելադի, Դիոնայի և Տիտանի, կամ Նեպտունի արբանյակ՝ Տրիտոնի մոտ[64]։

Հնարավոր է, որ օվկիանոսում կարող են զարգանալ հալոֆիլները[65]։ Ինչպես Եվրոպայի և Գանիմեդի դեպքում, կարծիք է առաջ քաշվել է, որ պայմանները թույլ են տալիս որ Կալիստոյի ընդերքային օվկիանոսում կարող էր առաջանալ այլմոլորակային մանրէաբանական կյանք[21]։ Այնուամենայնիվ, կյանքի համար անհրաժեշտ շրջակա միջավայրի պայմանները կարծես թե ավելի քիչ բարենպաստ են Կալիստոյի վրա, քան Եվրոպայի դեպքում է։ Հիմնական պատճառներն են քարքարոտ նյութի հետ շփման բացակայությունը և Կալիստոյի ընդերքի ցածր ջերմատվությունը[21]։ Կալիստոյի օվկիանոսը տաքանում է միայն ռադիոակտիվ քայքայման արդյունքում, մինչդեռ Եվրոպան տաքանում է նաև մակընթացային էներգիայով, քանի որ այն շատ ավելի մոտ է Յուպիտերին[65]։ Ենթադրվում է, որ Յուպիտերի բոլոր արբանյակներից Եվրոպան ունի մանրէաբանական կյանքին աջակցելու ամենամեծ հնարավորությունը[21][66]։

Հետազոտություններ

խմբագրել

Նախկին

խմբագրել

1970-ականների սկզբին կայացած Պիոներ 10-ի և Պիոներ 11-ի Յուպիտերի համակարգի այցելությունների արդյունքում Կալիստոյի մասին ստացվեց ավլի քիչ նոր տեղեկություններ, ի հավելումն Երկրից կատարված դիտարկումներին[6]։ Իրական առաջընթացը տեղի ունեցավ ավելի ուշ՝ 1979 թվականին Վոյաջեր 1 և Վոյաջեր 2 թռիչքներով։ Նրանք լուսանկարեցին Կալիստոյի մակերևույթի կեսից ավելին 1–2 կմ լուծաչափով և ճշգրիտ չափեցին նրա ջերմաստիճանը, զանգվածը և ձևը[6]։ Հետազատությունների երկրորդ փուլը սկսվեց 1994-ից մինչև 2003 թվականը, երբ Գալիլեո կայանը ութ մոտ անցում կատարեց Կալիստոյի հետ, 2001 թվականին տեղի ունեցած վերջին անցումը C30 ուղեծրի ընթացքում թույլ տվեց մոտենալ արբանյակի մակերեսին մինչև 138 կմ։ Գալիլեո կայանը ավարտեց մակերեսի ամբողջական լուսանկարումը, որի որոշ լուսանկարների լուծաչափությունը մոտ 15 մետր էր[17]։ 2000 թվականին Կասսինի-Հյուգենս կայանը, Սատուրն ճանապարհին կատարեց Գալիլեայան արբանյակների, ներառյալ Կալիստոյի բարձրորակ ինֆրակարմիր սպեկտրները[34]։ 2007 թվականի փետրվար-մարտ ամիսներին Նյու Հորիզոնս սարքը, դեպի Պլուտոն ճանապարհին կատարեց Կալիստոյի մի շաջք նոր լուսանկարներ և սպեկտրներ[67]։

Ապագա առաքելություննր

խմբագրել

Մոտ ապագայում Կալիստոյին այցելելու են երեք տիեզերական սարք։

Եվրոպական տիեզերական գործակալության Jupiter Icy Moons Explorer-ը (JUICE), որը մեկնարկել է 2023 թվականի ապրիլի 14-ին, և 2031-ից 2034 թվականներին կկատարի Կալիստոյին 21 մոտ անցում[68][69]։

ՆԱՍԱ-ի Եվրոպա Քլիպեր-ը, որը պետք է արձակվի 2024 թվականի հոկտեմբերին, պետք է իրականացնի Կալիստոյի 9 մոտ անցում՝ սկսած 2030 թվականից[70]։

Չինական Տայվեն 4 կայանը արձակման 2030 թվականին, պետք է դուրս գա Կալիստոյի ուղեծիր[71][72][73]։

Նախկին հետազոտության առաջարկներ

խմբագրել

Նախկինում 2020 թվականին արձակման համար առաջարկված Europa Jupiter System Mission-ը (EJSM) ՆԱՍԱ-ի և ԵՏԳ-ի համատեղ նախագիծ էր Յուպիտերի արբանյակների հետազոտման համար։ 2009 թվականի փետրվարին հայտարարվեց, որ ԵՏԳ/ՆԱՍԱ-ն այս առաքելությունը կանգնեցրել են և առաջնահերթություն են տվել Titan Saturn System Mission առաքելությանը[74]։ Այն ժամանակ ԵՏԳ-ի ներդրումը վտանգված էր, այլ նախագծերի ֆինանսավորման անհրաժեշտության հետ կապված[75]։

Հնարավոր մարդու այցելություն և բնակեցում

խմբագրել
 
Նկարչի պատկերացմամբ Կալիստոյի վրա կայան[76]

2003 թվականին ՆԱՍԱ-ն իրականացրեց հայեցակարգային ուսումնասիրություն, որը կոչվում էր «Մարդու արտաքին մոլորակների հետազոտություն» (HOPE)՝ կապված Արեգակնային համակարգի արտաքին մասի մարդու կողմից ապագա հետազոտությունների հետ։ Թիրախային դիտարկման կատարելու համար ընտրված էր Կալիստոն[22][77]։

Հետազոտությունը առաջարկել է Կալիստոյի վրա հնարավոր մակերևութային բազա, որը հրթիռային շարժիչ կարտադրի Արեգակնային համակարգի հետագա ուսումնասիրության համար[76]։ Կալիստոյի վրա բազայի գոյության առավելությունները ներառում են ցածր ճառագայթում (շնորհիվ Յուպիտերից հեռավորության) և երկրաբանական կայունություն։ Նման բազան կարող է հեշտացնել Եվրոպայի հեռավոր հետազոտումը կամ լավագույն վայր լինել Յուպիտերյան համակարգի ուսումնասիրությունների ընթացքում տիեզերանավերի համար միջանկյալ կայանի համար, ինչպես նաև ապահովում է Արեգակնային համակարգի ավելի հեռավոր մասերի հետազորտությունները, օգտագործելով նաև Յուպիտերի ձգողական դաշտը թռիչքների արագացում ապահովելու համար[22]։

2003 թվականի դեկտեմբերին ՆԱՍԱ-ն զեկուցեց, որ անձնակազմով առաքելությունը դեպի Կալիստո կարող է հնարավոր լինել 2040-ականներին[78]։

Տես նաև

խմբագրել

Ծանոթագրություններ

խմբագրել
  1. ↑ 1,0 1,1 Galilei, G. (1610 թ․ մարտի 13). Sidereus Nuncius.
  2. ↑ «Classic Satellites of the Solar System». Observatorio ARVAL. Վերցված է 2007 թ․ սեպտեմբերի 28-ին.
  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.; և այլք: (2004). «Callisto» (PDF). In Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 Carlson, R. W.; և այլք: (1999). «A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto» (PDF). Science. 283 (5403): 820–821. Bibcode:1999Sci...283..820C. CiteSeerX 10.1.1.620.9273. doi:10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2008 թ․ հոկտեմբերի 3-ին. Վերցված է 2007 թ․ հուլիսի 10-ին.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 Liang, M. C.; Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; և այլք: (2005). «Atmosphere of Callisto». 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» (PDF). Icarus. 139 (1): 133–159. Bibcode:2001Icar..149..133C. doi:10.1006/icar.2000.6498. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2012 թ․ հունվարի 16-ին. Վերցված է 2019 թ․ հոկտեմբերի 11-ին.
  11. ↑ «Exploring Jupiter – JIMO – Jupiter Icy Moons Orbiter – the moon Callisto». Space Today Online.
  12. ↑ 12,0 12,1 Chang, Kenneth (2015 թ․ մարտի 12). «Suddenly, It Seems, Water Is Everywhere in Solar System». The New York Times. Վերցված է 2015 թ․ մարտի 12-ին.
  13. ↑ 13,00 13,01 13,02 13,03 13,04 13,05 13,06 13,07 13,08 13,09 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 Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999 թ․ հոկտեմբերի 1). «The Galilean Satellites». Science. 286 (5437): 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
  15. ↑ «Callisto – Overview – Planets – NASA Solar System Exploration». NASA Solar System Exploration. Արխիվացված է օրիգինալից 2014 թ․ մարտի 28-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 Greeley, R.; Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; և այլք: (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.; և այլք: (2002). «Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations» (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A11): 1407. Bibcode:2002JGRA.107kSIA19K. doi:10.1029/2002JA009365. hdl:2027.42/95670. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion» (PDF). 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?» (PDF). 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; և այլք: (2004). Hoover, Richard B; Levin, Gilbert V; Rozanov, Alexei Y (eds.). «Astrobiology of Jupiter's Icy Moons» (PDF). Proc. SPIE. Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII. 5555: 10. Bibcode:2004SPIE.5555...78L. doi:10.1117/12.560356. S2CID 140590649. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2008 թ․ օգոստոսի 20-ին.
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). «Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)» (PDF). NASA. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2012 թ․ հունվարի 19-ին.
  23. ↑ Cruikshank, D. P.; Nelson, R. M. (2007). «A history of the exploration of Io». In Lopes, R. M. C.; Spencer, J. R. (eds.). Io after Galileo. Springer-Praxis. էջեր 5–33. ISBN 978-3-540-34681-4.
  24. ↑ Van Helden, Albert (2004 թ․ հունվարի 14). «The Galileo Project / Science / Simon Marius». Rice University.
  25. ↑ Baalke, Ron. «Discovery of the Galilean Satellites». Jet Propulsion Laboratory. Արխիվացված է օրիգինալից 2011 թ․ օգոստոսի 25-ին. Վերցված է 2010 թ․ հունվարի 7-ին.
  26. ↑ 26,0 26,1 «Satellites of Jupiter». The Galileo Project. Վերցված է 2007 թ․ հուլիսի 31-ին.
  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. Արխիվացված է օրիգինալից 2014 թ․ մարտի 28-ին. Վերցված է 2012 թ․ մարտի 5-ին.
  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. ↑ 31,0 31,1 31,2 31,3 Freeman, J. (2006). «Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto» (PDF). Planetary and Space Science. 54 (1): 2–14. Bibcode:2006P&SS...54....2F. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2007 թ․ օգոստոսի 24-ին.
  32. ↑ United Nations Scientific Committee on the Effects of Atomic Radiation. New York: United Nations. 2008. էջ 4. ISBN 978-92-1-142274-0.
  33. ↑ Frederick A. Ringwald (2000 թ․ փետրվարի 29). «SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)». California State University, Fresno. Արխիվացված է օրիգինալից 2008 թ․ հուլիսի 25-ին. Վերցված է 2009 թ․ հուլիսի 4-ին.
  34. ↑ 34,0 34,1 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.
  35. ↑ Noll, K.S. (1996). «Detection of SO2 on Callisto with the Hubble Space Telescope» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. էջ 1852.
  36. ↑ 36,0 36,1 Hibbitts, C.A.; McCord, T. B.; Hansen, G.B. (1998). «Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. էջ 1908.
  37. ↑ 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» (PDF). Nature. 395 (6704): 777–780. Bibcode:1998Natur.395..777K. doi:10.1038/27394. PMID 9796812. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին. Վերցված է 2023 թ․ հունիսի 17-ին.
  38. ↑ 38,0 38,1 Zimmer, C.; Khurana, K. K.; Kivelson, Margaret G. (2000). «Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations» (PDF). Icarus. 147 (2): 329–347. Bibcode:2000Icar..147..329Z. CiteSeerX 10.1.1.366.7700. doi:10.1006/icar.2000.6456. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2009 թ․ մարտի 27-ին. Վերցված է 2023 թ․ հունիսի 17-ին.
  39. ↑ 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» (PDF). Science. 280 (5369): 1573–1576. Bibcode:1998Sci...280.1573A. doi:10.1126/science.280.5369.1573. PMID 9616114. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2007 թ․ սեպտեմբերի 26-ին.
  40. ↑ 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.
  41. ↑ Monteux, J.; Tobie, G.; Choblet, G.; Le Feuvre, M. (2014). «Can large icy moons accrete undifferentiated?» (PDF). Icarus. 237: 377–387. Bibcode:2014Icar..237..377M. doi:10.1016/j.icarus.2014.04.041. S2CID 46172826. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  42. ↑ Castillo-Rogez, J. C.; և այլք: (2011). «How differentiated is Callisto» (PDF). 42nd Lunar and Planetary Science Conference: 2580. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին. Վերցված է 2020 թ․ հունվարի 2-ին.
  43. ↑ 43,0 43,1 Zahnle, K.; Dones, L.; Levison, Harold F. (1998). «Cratering Rates on the Galilean Satellites» (PDF). Icarus. 136 (2): 202–222. Bibcode:1998Icar..136..202Z. doi:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2008 թ․ փետրվարի 27-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 2015 թ․ հունվարի 24-ին. Վերցված է 2017 թ․ օգոստոսի 28-ին.
  45. ↑ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; և այլք: (12–16 March 2001). Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation (PDF). 32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  46. ↑ 46,0 46,1 «Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN» (2002 ed.). U.S. Geological Survey. Արխիվացված օրիգինալից 2013 թ․ մայիսի 9-ին. Վերցված է 2007 թ․ ապրիլի 17-ին.
  47. ↑ Klemaszewski, J.A.; Greeley, R. (2001). «Geological Evidence for an Ocean on Callisto» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. էջ 1818. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  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. Արխիվացված օրիգինալից 2019 թ․ հունվարի 29-ին. Վերցված է 2018 թ․ օգոստոսի 26-ին.
  49. ↑ Chapman, C.R.; Merline, W.J.; Bierhaus, B.; և այլք: (1997). «Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXI. էջ 1221. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  50. ↑ Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; և այլք: (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» (PDF). The Astronomical Journal. 124 (6): 3400–3403. Bibcode:2002AJ....124.3400S. doi:10.1086/344307. S2CID 51792560. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  52. ↑ Roth, Lorenz; և այլք: (2017 թ․ մայիսի 27). «Detection of a hydrogen corona at Callisto». Journal of Geophysical Research: Planets. 122 (5): 1046–1055. Bibcode:2017JGRE..122.1046R. doi:10.1002/2017JE005294. S2CID 125830948.
  53. ↑ Alday, Juan; Roth, Lorenz; Ivchenko, Nickolay; Retherford, Kurt D; Becker, Tracy M; Molyneux, Philippa; Saur, Joachim (2017 թ․ նոյեմբերի 15). «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. doi:10.1016/j.pss.2017.10.006. ISSN 0032-0633.
  54. ↑ Carberry Mogan, Shane R.; Tucker, Orenthal J.; Johnson, Robert E.; Sreenivasan, Katepalli R.; Kumar, Sunil (2020 թ․ դեկտեմբերի 1). «The influence of collisions and thermal escape in Callisto's atmosphere». Icarus (անգլերեն). 352: 113932. Bibcode:2020Icar..35213932C. doi:10.1016/j.icarus.2020.113932. ISSN 0019-1035. S2CID 225656570.
  55. ↑ Carberry Mogan, Shane R.; Tucker, Orenthal J.; Johnson, Robert E.; Vorburger, Audrey; Galli, Andre; Marchand, Benoit; Tafuni, Angelo; Kumar, Sunil; Sahin, Iskender; Sreenivasan, Katepalli R. (2021 թ․ նոյեմբերի 1). «A tenuous, collisional atmosphere on Callisto». Icarus (անգլերեն). 368: 114597. arXiv:2107.12341. Bibcode:2021Icar..36814597C. doi:10.1016/j.icarus.2021.114597. ISSN 0019-1035. S2CID 236428141.
  56. ↑ Alexander, Francis J.; Garcia, Alejandro L. (1997). «The Direct Simulation Monte Carlo Method». Computers in Physics (անգլերեն). 11 (6): 588. Bibcode:1997ComPh..11..588A. doi:10.1063/1.168619. Արխիվացված օրիգինալից 2014 թ․ սեպտեմբերի 2-ին. Վերցված է 2022 թ․ մայիսի 13-ին.
  57. ↑ 57,0 57,1 57,2 57,3 57,4 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.
  58. ↑ 58,0 58,1 58,2 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.
  59. ↑ Barr, A. C.; Canup, R. M. (2008 թ․ օգոստոսի 3). «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.
  60. ↑ Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997 թ․ մարտ). «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. S2CID 55790129.
  61. ↑ Baldwin, E. (2010 թ․ հունվարի 25). «Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy». Astronomy Now. Արխիվացված է օրիգինալից 2010 թ․ հունվարի 30-ին. Վերցված է 2010 թ․ մարտի 1-ին.
  62. ↑ Barr, A. C.; Canup, R. M. (2010 թ․ մարտ). Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment (PDF). 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2011 թ․ հունիսի 5-ին. Վերցված է 2010 թ․ մարտի 1-ին.
  63. ↑ Barr, A. C.; Canup, R. M. (2010 թ․ հունվարի 24). «Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment» (PDF). Nature Geoscience. 3 (March 2010): 164–167. Bibcode:2010NatGe...3..164B. doi:10.1038/NGEO746. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2021 թ․ մարտի 1-ին. Վերցված է 2020 թ․ ապրիլի 12-ին.
  64. ↑ Nimmo, Francis (2015 թ․ հունվարի 15). «Powering Triton's recent geological activity by obliquity tides: Implications for Pluto geology» (PDF). Icarus. 246: 2–10. Bibcode:2015Icar..246....2N. doi:10.1016/j.icarus.2014.01.044. S2CID 40342189. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2020 թ․ հուլիսի 27-ին. Վերցված է 2020 թ․ ապրիլի 12-ին.
  65. ↑ 65,0 65,1 Phillips, Tony (1998 թ․ հոկտեմբերի 23). «Callisto makes a big splash». NASA. Արխիվացված օրիգինալից 2019 թ․ մայիսի 28-ին. Վերցված է 2015 թ․ օգոստոսի 15-ին.
  66. ↑ 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. S2CID 121543884.
  67. ↑ Morring, F. (2007 թ․ մայիսի 7). «Ring Leader». Aviation Week & Space Technology: 80–83. Արխիվացված օրիգինալից 2022 թ․ հուլիսի 8-ին. Վերցված է 2020 թ․ սեպտեմբերի 30-ին.
  68. ↑ «ESA Science & Technology – JUICE». ESA. 2021 թ․ նոյեմբերի 8. Արխիվացված օրիգինալից 2019 թ․ սեպտեմբերի 21-ին. Վերցված է 2021 թ․ նոյեմբերի 10-ին.
  69. ↑ Amos, Jonathan (2012 թ․ մայիսի 2). «Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter». BBC News Online. Արխիվացված օրիգինալից 2020 թ․ մայիսի 11-ին. Վերցված է 2012 թ․ մայիսի 2-ին.
  70. ↑ Campagnola, Stefano; Buffington, Brent B.; Lam, Try; Petropoulos, Anastassios E.; Pellegrini, Etienne (2019 թ․ դեկտեմբերի 17). «Tour Design Techniques for the Europa Clipper Mission». Journal of Guidance, Control, and Dynamics. 42 (12): 2615–2626. doi:10.2514/1.G004309 – via DOI.org (Crossref).
  71. ↑ Theresa, Deena (2022 թ․ սեպտեմբերի 23). «China's Tianwen 4 to target Jupiter and Uranus with two spacecraft on one rocket». interestingengineering.com (ամերիկյան անգլերեն). Վերցված է 2023 թ․ ապրիլի 17-ին.
  72. ↑ «China Unveils Plans to Send Spacecraft to Jupiter and Uranus». Time (անգլերեն). 2022 թ․ սեպտեմբերի 23. Վերցված է 2023 թ․ ապրիլի 17-ին.
  73. ↑ Andrew Jones published (2022 թ․ սեպտեմբերի 22). «China wants to probe Uranus and Jupiter with 2 spacecraft on one rocket». Space.com (անգլերեն). Վերցված է 2023 թ․ ապրիլի 17-ին.
  74. ↑ Rincon, Paul (2009 թ․ փետրվարի 20). «Jupiter in space agencies' sights». BBC News. Արխիվացված օրիգինալից 2009 թ․ փետրվարի 21-ին. Վերցված է 2009 թ․ փետրվարի 20-ին.
  75. ↑ «Cosmic Vision 2015–2025 Proposals». ESA. 2007 թ․ հուլիսի 21. Արխիվացված օրիգինալից 2011 թ․ սեպտեմբերի 2-ին. Վերցված է 2009 թ․ փետրվարի 20-ին.
  76. ↑ 76,0 76,1 «Vision for Space Exploration» (PDF). NASA. 2004. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2022 թ․ հոկտեմբերի 9-ին.
  77. ↑ Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. (2003 թ․ հունվարի 28). «Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)». AIP Conference Proceedings. 654: 821–828. Bibcode:2003AIPC..654..821T. doi:10.1063/1.1541373. hdl:2060/20030063128. S2CID 109235313.
  78. ↑ «High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto» (PDF). NASA. 2003. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2012 թ․ մարտի 5-ին. Վերցված է 2009 թ․ հունիսի 25-ին.

Արտաքին հղումներ

խմբագրել
 Վիքիպահեստն ունի նյութեր, որոնք վերաբերում են «Կալիստո (արբանյակ)» հոդվածին։
Ստացված է «https://hy.wiki.x.io/w/index.php?title=Կալիստո_(արբանյակ)&oldid=9993697» էջից