Callisto (satelit)

Callisto ( lat.  Callisto ; jiné řecké Καλλιστώ ) je druhý největší satelit Jupitera (po Ganymedu ), jeden ze čtyř Galileových satelitů a nejvzdálenější z nich od planety [3] . Je to třetí největší měsíc ve sluneční soustavě po Ganymedu a Titanu . Objevil ji v roce 1610 Galileo Galilei , pojmenoval ji podle postavy starověké řecké mytologie  - Callisto , milenky Dia .

Vzhledem k nízké úrovni radiace pozadí v okolí Callisto a jeho velikosti se často navrhuje zřízení stanice, která bude sloužit k dalšímu průzkumu soustavy Jupiter lidstvem [9] . Pro rok 2015 byla většina znalostí o této družici získána pomocí přístroje Galileo ; další AMS  - Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Cassini a New Horizons - studovaly satelit během letu k jiným objektům.

Základní informace

Callisto je synchronní satelit : jeho perioda rotace kolem své osy se rovná jeho oběžné době, takže je vždy obrácena k Jupiteru na jedné straně (je ve slapovém zachycení ). Vzhledem k tomu, že Callisto není ve vysokofrekvenční orbitální rezonanci s jinými velkými satelity, rušení z Io , Europy , Ganymedu nezpůsobuje zvýšení excentricity jeho oběžné dráhy a nevede k přílivovému ohřevu v důsledku interakce s centrální planetou [10] .

Callisto je třetí největší měsíc ve Sluneční soustavě a v Jupiterově satelitní soustavě druhý největší po Ganymedu . Průměr Callisto je asi 99% průměru Merkuru a hmotnost je pouze třetina hmotnosti této planety. Callisto má průměrnou hustotu asi 1,83 g/cm 3 a skládá se ze zhruba stejného množství kamene a ledu. Spektroskopie odhalila vodní led , oxid uhličitý , silikáty a organické látky na povrchu Callisto .

Callisto je méně ovlivněno Jupiterovou magnetosférou než jeho bližší satelity, protože je od ní dostatečně daleko [11] . Je pokrytý mnoha krátery , což svědčí o vysokém stáří jeho povrchu. Prakticky zde nejsou stopy po podpovrchových procesech (například tektonických či vulkanických ) a hlavní roli při vzniku reliéfu na družici samozřejmě hrají dopady meteoritů a větších objektů [12] . Nejcharakterističtějším znakem povrchu Callisto jsou vícekruhové struktury („ cirkusy “), stejně jako velké množství impaktních kráterů různých tvarů, z nichž některé tvoří řetězce , a svahy, hřebeny a usazeniny spojené se všemi těmito strukturami. [12] . Nížiny satelitu se vyznačují vyhlazenou krajinou a tmavším zbarvením, zatímco horní části vysočiny jsou pokryty jasnou jinovatkou [5] . Relativně malý počet malých kráterů ve srovnání s velkými, stejně jako nápadná převaha kopců, svědčí o postupném vyhlazování satelitního reliéfu sublimačními procesy [13] . Přesné stáří geostruktur Callisto není známo.

Callisto je obklopeno extrémně řídkou atmosférou tvořenou oxidem uhličitým [7] a možná i molekulárním kyslíkem [8] , stejně jako poměrně silnou ionosférou [14] .

Předpokládá se, že Callisto vzniklo pomalým narůstáním z disku plynu a prachu, který obklopil Jupiter po jeho vzniku [15] . Vzhledem k nízké rychlosti růstu hmoty družice a slabému přílivovému ohřevu byla teplota v jejím nitru nedostatečná pro jejich rozlišení. Brzy po začátku formování Callisto v něm ale začala pomalá konvekce , která vedla k částečné diferenciaci – vzniku podpovrchového oceánu v hloubce 100–150 km a malého silikátového jádra [16] . Podle měření na palubě sondy Galileo přesahuje hloubka podpovrchové vrstvy kapalné vody 100 km [17] [18] . Přítomnost oceánu v útrobách Callisto činí tento satelit jedním z možných míst pro přítomnost mimozemského života . Podmínky pro vznik a udržení života na základě chemosyntézy jsou však na Callisto méně příznivé než na Europě [19] .

Objev a pojmenování

Callisto objevil Galileo Galilei v lednu 1610 spolu s dalšími třemi velkými satelity Jupiteru ( Io , Europa a Ganymede ) [2] a dostal své jméno, stejně jako ostatní galilejské satelity , na počest jednoho z milovaných starořeckého boha Dia. . Callisto byla nymfa (podle jiných zdrojů dcera Lycaona ), blízká bohyni lovu Artemis [20] . Jméno pro satelit navrhl Simon Marius krátce po objevu [21] . Marius připsal tento návrh Johannesu Keplerovi [20] . Moderní názvy galilejských satelitů však našly široké uplatnění až v polovině 20. století. V hodně rané astronomické literatuře je Callisto označováno jako Jupiter IV (podle systému navrženého Galileem) nebo jako „čtvrtý satelit Jupitera“ [22] . Přídavné jméno z názvu satelitu bude „Kallistonian“[ upřesnit ] [23] .

Výzkum

Let poblíž Jupiteru v 70. letech 20. století provedený Pioneer -10 a Pioneer-11 AMS jen mírně rozšířil chápání povrchu a vnitřní struktury Callisto ve srovnání s tím, co o něm bylo známo díky pozemním pozorováním [5] . Skutečným průlomem bylo studium satelitu sondami Voyager 1 a 2 během jejich průletu kolem Jupiteru v letech 1979-1980. Vyfotografovaly více než polovinu povrchu družice s rozlišením 1-2 km a umožnily získat přesná data o hmotnosti, tvaru a teplotě povrchu [5] . Nová éra průzkumu trvala od roku 1994 do roku 2003, kdy sonda Galileo provedla osm těsných průletů kolem Callisto a při posledním průletu C30 v roce 2001 minula ve vzdálenosti 138 km od povrchu družice. Galileo provedl globální fotografii povrchu družice a pro některé jednotlivé oblasti pořídil mnoho fotografií s rozlišením až 15 metrů [12] . V roce 2000 přijala sonda Cassini při letu do systému Saturn infračervená spektra Callisto s vysokým rozlišením [24] . V únoru až březnu 2007 obdržela sonda New Horizons na cestě k Plutu nové snímky a spektra Callisto [25] .

Budoucí projekty kosmických lodí

Projekt Europa Jupiter System Mission (EJSM) , navržený ke startu v roce 2020, je společným projektem NASA a ESA na průzkum Jupiterových měsíců a magnetosféry. V únoru 2009 ESA a NASA potvrdily, že mise byla dána vyšší priorita než mise Titan Saturn System Mission [26] . Protože však ESA současně poskytuje podporu jiným programům, evropský příspěvek na tento program čelí finančním potížím [27] . EJSM se bude pravděpodobně skládat ze 4 vozidel: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) a možná Jupiter Magnetospheric Orbiter ( JAXA ), stejně jako Jupiter Europa Lander ( FKA ).

Orbita a rotace

Callisto je nejvzdálenější ze čtyř Galileových měsíců. Jeho dráha leží ve vzdálenosti 1 882 000 km od Jupiteru, což je přibližně 26,3 jeho poloměrů (71 492 km) [3] . To je podstatně větší než poloměr oběžné dráhy předchozího Galileiho satelitu Ganymede, což je 1 070 000 km . Callisto není a pravděpodobně nikdy nebyl v orbitální rezonanci s ostatními třemi galileovskými měsíci kvůli své relativně vzdálené dráze [10] .

Stejně jako většina běžných satelitů planet se Callisto otáčí synchronně se svým vlastním orbitálním pohybem [4] : délka dne na Callisto se rovná jeho oběžné době a je 16,7 pozemského dne. Dráha družice má mírnou excentricitu a sklon k Jupiterovu rovníku , které v průběhu staletí podléhají kvaziperiodickým změnám v důsledku gravitačních poruch od Slunce a planet. Rozsah změn je 0,0072–0,0076 , respektive 0,20–0,60 ° [10] . Tyto orbitální poruchy také způsobují , že se náklon osy rotace mění mezi 0,4° a 1,6° [28] . Vzdálenost Callisto od Jupiteru znamenala, že nikdy nezaznamenala významné přílivové oteplování, což mělo důležité důsledky pro vnitřní strukturu satelitu a jeho geologický vývoj [29] . Tato vzdálenost od Jupiteru také znamená, že tok nabitých částic dopadajících na povrch Callisto z Jupiterovy magnetosféry je relativně nízký – asi 300krát nižší než na Europě . V důsledku toho záření nehrálo důležitou roli při utváření vzhledu povrchu tohoto satelitu, na rozdíl od jiných Galileových měsíců [11] . Úroveň radiace na povrchu Callisto vytváří ekvivalentní dávkový příkon přibližně 0,01  rem (0,1 mSv ) za den, to znamená, že je pro člověka prakticky bezpečná [30] .

Fyzikální vlastnosti

Složení

Průměrná hustota Callisto je 1,83 g/cm 3 [4] . To ukazuje, že se skládá z přibližně stejných množství vodního ledu a horniny a dalších inkluzí zmrzlých plynů [17] . Hmotnostní zlomek ledu je asi 49–55 % [16] [17] . Přesné složení kamenité složky satelitu není známo, ale pravděpodobně se blíží složení běžných chondritů třídy L/LL, které mají nižší celkový obsah železa, nižší procento kovového železa a vyšší procento oxidů železa ve srovnání. k chondritům třídy H. Hmotnostní poměr mezi železem a křemíkem se v Callisto pohybuje v rozmezí 0,9-1,3 (např. na Slunci je tento poměr přibližně roven 1:8) [17] .

Povrchové albedo Callisto je přibližně 20 % [5] . Předpokládá se, že složení jeho povrchu je přibližně stejné jako jeho složení jako celku. Jeho spektra v blízké infračervené oblasti ukazují absorpční pásy vodního ledu o vlnových délkách 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometrů [5] . Vodní led na povrchu Callisto se zjevně nachází všude; jeho hmotnostní zlomek je od 25 do 50 % [18] . Analýza blízkých infračervených a ultrafialových spekter s vysokým rozlišením získaných kosmickou lodí Galileo a pozemními přístroji odhalila značné množství dalších látek: hydratované silikáty obsahující hořčík a železo [5] , oxid uhličitý [24] , oxid siřičitý [32] , a také pravděpodobně čpavek a různé organické sloučeniny [5] [18] . Výsledky mise naznačují přítomnost některých tholinů na povrchu [33] . Spektrální data navíc naznačují silnou drobnou nehomogenitu povrchu družice. Malé světlé skvrny čistého vodního ledu jsou chaoticky promíchány s oblastmi pokrytými směsí kamenů a ledu a s velkými tmavými oblastmi pokrytými neledovcovými horninami [5] [12] .

Povrch Callisto je asymetrický: přední polokoule [g] je tmavší než zadní. Na ostatních Galileových satelitech je situace opačná [5] . Zdá se, že zadní polokoule [g] je bohatá na oxid uhličitý, zatímco přední polokoule má více oxidu siřičitého [34] . Mnoho relativně mladých impaktních kráterů (jako kráter Adlinda ) je také obohaceno oxidem uhličitým [34] . Obecně platí, že chemické složení povrchu Callisto, zejména jeho tmavých oblastí, se s největší pravděpodobností blíží složení asteroidů třídy D [12] , jejichž povrch se skládá z uhlíkaté hmoty.

Vnitřní struktura

Povrchová vrstva Callisto, silně kráterovaná, spočívá na studené a tvrdé ledové litosféře , jejíž tloušťka se podle různých odhadů pohybuje od 80 do 150 km [16] [17] . Pokud byly studie magnetických polí kolem Jupiteru a jeho satelitů interpretovány správně, pak se pod ledovou krustou může nacházet slaný oceán hluboký 50-200 km [16] [17] [35] [36] . Bylo zjištěno, že Callisto interaguje s magnetickým polem Jupiteru jako dobře vodivá koule: pole nemůže proniknout do nitra satelitu, což ukazuje na přítomnost souvislé vrstvy elektricky vodivé kapaliny o tloušťce alespoň 10 km [36] . Existence oceánu se stává pravděpodobnější, pokud v něm předpokládáme přítomnost malého množství (do 5 % hmotnosti) čpavku nebo jiné nemrznoucí směsi [16] . V tomto případě může hloubka oceánu dosahovat až 250-300 km [17] . Litosféra spočívající nad oceánem může být poněkud tlustší – až 300 km.

Podloží Callisto, ležící pod litosférou a navrhovaným oceánem, se nezdá být ani zcela homogenní, ani zcela stratifikované, ale je směsí látek s postupným nárůstem podílu silikátů s hloubkou. Tomu nasvědčuje nízká hodnota momentu setrvačnosti [h] družice (podle Galilea [4] je to (0,3549 ± 0,0042) × mr 2 ) [17] [37] . Jinými slovy, Callisto je pouze částečně diferencováno . Hodnoty hustoty a momentu setrvačnosti jsou v souladu s přítomností malého silikátového jádra ve středu satelitu. Poloměr takového jádra každopádně nemůže přesáhnout 600 km a jeho hustota se může pohybovat od 3,1 do 3,6 g/cm 3 [4] [17] . Střeva Callisto se tedy nápadně liší od útrob Ganymeda , která jsou zjevně zcela odlišná [18] [38] .

Detaily povrchu

Starověký povrch Callisto je jedním z nejtěžších kráterů ve sluneční soustavě [39] . Hustota kráterů na povrchu satelitu je tak velká, že téměř každý nový impaktní kráter překrývá starý nebo leží tak blízko sousedního, že jej zničí. Geologie Callisto ve velkém měřítku je poměrně jednoduchá: na Měsíci nejsou žádné velké hory, sopky ani podobné endogenní tektonické struktury [40] . Impaktní krátery a multiprstencové struktury, spolu s přidruženými zlomy, srázy a usazeninami, jsou jedinými hlavními geostrukturami viditelnými na povrchu [12] [40] .

Povrch Callisto lze rozdělit do následujících geologicky odlišných oblastí: kráterové pláně, světlé pláně, světlé a tmavé hladké pláně a různé oblasti spojené s impaktními krátery a částmi víceprstencových geostruktur. [12] [40] Krátované pláně pokrývají většinu povrchu Měsíce a toto jsou jeho nejstarší části. Jsou pokryty směsí ledu a kamení. Světlé pláně nejsou tak časté. Zahrnují jasné impaktní krátery jako Bur a Lofn , stejně jako stopy starších a větších kráterů známých jako palimpsest , [i] centrální oblasti multiprstencových geostruktur a izolované oblasti na kráterových pláních [12] . Předpokládá se, že světlé pláně jsou pokryty ledovým výronem impaktního původu. Světlé, zploštělé pláně jsou na povrchu Callisto vzácné a nacházejí se hlavně v oblasti prohlubní a brázd poblíž Valhally a Asgardu nebo v některých oblastech kráterových plání. Původně se myslelo, že souvisí s endogenní satelitní aktivitou, fotografie s vysokým rozlišením pořízené Galileem ukazují, že světlé a hladké pláně jsou spojeny s popraskanými a hrbolatými povrchy a nevykazují žádné známky tektonického nebo vulkanického původu. [12] Snímky z Galilea také odhalily malé, tmavé, zploštělé oblasti o velikosti menší než 10 000 km 2 , které obklopují členitější terén. Možná jsou pokryty výrony z kryovulkánů [12] . Jelikož je hustota kráterů v plochých oblastech pod pozadím, musí být tyto oblasti relativně mladé [12] [41] .

Největší geostruktury na Callisto jsou multiprstencové pánve , někdy označované jako amfiteátry nebo cirques kvůli jejich vzhledu. [12] [40] Největší z nich je Valhalla se světlou centrální oblastí o průměru 600 km obklopenou soustřednými prstenci o poloměru až 1800 km [42] . Druhá největší stavba cirku, Asgard , má průměr přibližně 1600 km [42] . Víceprstencové struktury jsou pravděpodobně tvořeny poruchami v litosféře ležícími na sypkých nebo kapalných vrstvách (případně na oceánu) po srážkách s velkými nebeskými tělesy [23] . Také na povrchu Callisto jsou řetězce impaktních kráterů (někdy splývajících navzájem). Pravděpodobně vznikly srážkou s Callisto ze zbytků objektů, které poté, co se dostaly příliš blízko k Jupiteru - ještě před jejich srážkou s Callisto - byly zničeny slapovými silami. Je také možné, že řetězy vznikaly při jemných tangenciálních srážkách s postupnou destrukcí padajících těles. [12] [43] V druhém případě by jejich zničení mohlo být způsobeno jejich interakcí s nepravidelnostmi topografie satelitu, nebo být výsledkem kombinace slapového působení Callisto a odstředivých sil v důsledku jejich vlastní rotace (viz. také Satelity asteroidů ).

Běžné impaktní krátery viditelné na satelitu dosahují velikosti od 0,1 km (tato hranice je určena rozlišením kamer kosmických lodí) do 200 km [12] . Malé krátery o průměru menším než 5 km mají miskovitý tvar s konkávním nebo plochým dnem. Krátery o velikosti od 5 do 40 km mají obvykle centrální pahorek. Větší krátery (o velikosti 25–100 km) mají místo toho centrální jámu, jako je struktura Tyndrus [12] . Největší krátery (o rozměrech od 60 km) mohou mít ve středu jakési „kopule“, což je důsledek tektonického zdvihu po srážce (například Doh a Khar ). [12]

Jak bylo uvedeno výše, na povrchu Callisto byly nalezeny malé oblasti čistého vodního ledu s albedem nad 80 %, obklopené tmavší hmotou. [5] Fotografie s vysokým rozlišením pořízené sondou Galileo ukázaly, že tyto jasné oblasti se nacházejí převážně ve vyšších nadmořských výškách – na hřebenech kráterů, římsách, hřebenech a pahorcích. [5] Pravděpodobně jsou pokryty tenkými nánosy vodního mrazu. Tmavá hmota se obvykle nachází v okolních nížinách a jeví se poměrně hladce a rovnoměrně. Často tvoří oblasti o průměru až 5 km na dně kráterů a v mezikráterových prohlubních. [5]

Na měřítku menším než kilometr je reliéf Callisto vyhlazený erozí více než reliéf ostatních ledových Galileových měsíců [5] . Koncentrace malých impaktních kráterů (o průměru menším než 1 km) je zde menší než např. na temných pláních Ganymede [12] . Místo malých kráterů jsou téměř všude vidět malé kopečky a prohlubně [5] . Předpokládá se, že pahorky jsou pozůstatky hřebenů kráterů zničených procesy, které ještě nejsou zcela jasné [13] . Nejpravděpodobnějším důvodem tohoto jevu je pomalá sublimace ledu vlivem slunečního ohřevu (na denní straně dosahuje teplota 165  K ) [5] . Sublimace vody nebo jiných těkavých sloučenin ze „špinavého ledu“, který tvoří okraje kráterů, způsobuje jejich destrukci a neledové složky okrajů tvoří kolaps [13] . Takovéto kolapsy, které jsou často pozorovány jak v blízkosti kráterů, tak i uvnitř nich, se ve vědecké literatuře nazývají  „ suťová zástěra “ [5] [12] [13] . Někdy jsou stěny kráteru proříznuty tzv. „roklemi“ – klikatými brázdami, které mají obdoby na Marsu [5] . Pokud je hypotéza sublimace ledu správná, pak tmavé oblasti povrchu ležící v nížinách se skládají z hornin převážně chudých na těkavé látky, které byly odebrány ze zničených šachet obklopujících krátery a pokrývaly zledovatělý povrch Callisto.

Přibližné stáří oblastí na povrchu Callisto je určeno hustotou jejich kráterů. Čím starší je povrch, tím hustší je kráterovaný [44] . Neexistují žádné absolutní datování tvarů terénu Callisto, ale podle teoretických odhadů jsou kráterové pláně většinou staré asi 4,5  miliardy let, což je přibližně stáří sluneční soustavy. Odhad stáří multiprstencových struktur a různých impaktních kráterů závisí na přijaté hodnotě kráterové rychlosti a je různými autory odhadován od 1 do 4  Ga . [12] [39]

Atmosféra a ionosféra

Bylo zjištěno, že Callisto má extrémně řídkou atmosféru oxidu uhličitého. [7] Zachytil jej spektrometr NIMS (Near Infrared Mapping Spectrometer) na palubě kosmické lodi Galileo jako absorpční čáru o vlnové délce 4,2  mikrometru . Povrchový tlak je odhadován na přibližně 7,5 ⋅10 −12 bar (0,75 µPa ) a koncentrace částic na 4⋅10 8  částic/cm 3 . Bez doplnění by se taková atmosféra ztratila za 4 dny (viz Disipace planetárních atmosfér ), což znamená, že se neustále doplňuje – zřejmě kvůli sublimaci zmrzlého oxidu uhličitého, [7] což je v souladu s hypotézou degradace stěny kráteru v důsledku sublimace ledu.

Ionosféra poblíž Callista byla také objevena přesně během průletu kosmické lodi Galileo ; [14] a jeho vysokou elektronovou hustotu (7–17⋅10 4  cm – 3 ) nelze vysvětlit samotnou fotoionizací atmosférického oxidu uhličitého. To je základem pro předpoklad, že atmosféra Callisto se ve skutečnosti skládá převážně z molekulárního kyslíku a jeho hmotnostní zlomek je 10-100krát větší než podíl oxidu uhličitého [8] .

Přímá pozorování kyslíku v atmosféře Callisto však zatím nejsou k dispozici (stav z roku 2012). Pozorování z HST (HST) umožnila stanovit horní hranici jeho koncentrace, která je v souladu s údaji družice Galileo o ionosféře [45] . Současně HST detekoval kondenzovaný kyslík na povrchu Callisto [46] .

Původ a evoluce

Slabá diferenciace Callisto, kterou naznačují měření momentu setrvačnosti , znamená, že družice nebyla nikdy zahřátá na teploty dostatečné k roztavení ledu, který tvoří její velkou část [16] . Proto je nejpravděpodobnější, že družice vznikla během pomalého narůstání vnějších vrstev vzácné plynové a prachové mlhoviny , která obklopovala Jupiter při jeho formování [15] . Teplo generované srážkami, radioaktivním rozpadem a stlačováním družice s dosti pomalým narůstáním hmoty se podařilo odvést do vesmíru, což zabránilo tání ledu a rychlé separaci látek s různou hustotou [15] . Satelit se pravděpodobně formoval po dobu 0,1–10 milionů let [15] .

Další vývoj Callisto po akreci byl určen radioaktivním ohřevem, ochlazováním povrchu radiačním přenosem a také konvekcí pevné nebo polotuhé hmoty v jeho hloubkách [29] . Vzhledem k tomu, že v důsledku teplotní závislosti viskozity ledu by míšení vnitřních vrstev mělo začít až při teplotě blízké jeho teplotě tání , je polotuhá konvekce jedním z hlavních problémů při modelování vnitřků všech ledových satelitů, včetně Callisto. [47] Tento proces je výjimečně pomalý, s rychlostí pohybu ledu ≈1  cm /rok, ale navzdory tomu jde o účinný chladicí mechanismus po dlouhou dobu. [47] Postupně se proces dostává do tzv. „režimu uzavřeného víka“, kdy tuhá a studená vnější vrstva družice vede teplo bez konvekce, zatímco led pod ní je ve stavu polotuhé konvekce. [16] [47] Vnější vodivá hladina je v případě Callisto tvrdá a studená litosféra o tloušťce asi 100 km, která účinně brání vnějším projevům tektonické aktivity na satelitu. [47] [48] Konvekce v útrobách Callisto může být víceúrovňová kvůli různým krystalickým fázím vodního ledu v různých hloubkách: na povrchu, při minimální teplotě a tlaku, je ve fázi I , zatímco v centrálních oblastech by měla být ve fázi VII . [29] Brzký nástup polotuhé konvekce v nitru Callisto mohl zabránit rozsáhlému tání ledu a následné diferenciaci , která by jinak vytvořila skalnaté jádro a ledový plášť. Ale velmi pomalá diferenciace útrob Callisto probíhá již miliardy let a možná pokračuje dodnes. [48]

Současné představy o historii Callisto umožňují existenci podpovrchového oceánu kapalné vody. Je to způsobeno anomálním chováním teploty tání ledu I, která s tlakem klesá a dosahuje teploty 251 K při 2070 barech (207  MPa ) [16] . Ve všech věrohodných modelech jsou teploty mezi 100 a 200 km velmi blízko nebo mírně nad touto hodnotou [29] [47] [48] . Přítomnost i malého množství čpavku  – i cca 1-2 % hm. – prakticky zaručuje existenci kapalné vrstvy, protože čpavek dále snižuje bod tání [16] .

Ačkoli Callisto připomíná - alespoň objemem a hmotností - Ganymede , měla mnohem jednodušší geologickou historii. Povrch Callisto byl tvořen především nárazovými srážkami a dalšími vnějšími silami [12] . Na rozdíl od sousedního Ganymedu s rozbrázděným povrchem vykazuje jen málo důkazů tektonické aktivity [18] . Tyto rozdíly mezi Callisto a Ganymedem jsou vysvětleny odlišnými podmínkami vzniku [49] , silnějším slapovým ohřevem Ganymedu [50] nebo větším vlivem pozdního těžkého bombardování [51] [52] [53] . Relativně jednoduchá geologická historie Callisto slouží jako výchozí bod pro planetární vědce při srovnání se složitějšími a aktivnějšími objekty. [osmnáct]

Možnost života v oceánu

Stejně jako u Europy a Ganymede je populární myšlenka možnosti mimozemského mikrobiálního života v podpovrchovém oceánu Callisto. [19] Životní podmínky na Callisto jsou však poněkud horší než na Europě nebo Ganymedu. Hlavní důvody jsou: nedostatečný kontakt s horninami a nízký tepelný tok z nitra satelitu. [19] Vědec Torrance Johnson řekl o rozdílech v životních podmínkách na Callisto od ostatních galileovských měsíců toto: [54]

Hlavní složky důležité pro vznik života – nazývané „prebiotická chemie“ – se nacházejí v mnoha objektech sluneční soustavy, jako jsou komety, asteroidy a ledové satelity . Biologové se shodují, že zdroj energie a kapalná voda je předpokladem života, proto by bylo zajímavé najít vodu v kapalné formě mimo Zemi. Přítomnost silného zdroje energie je ale také důležitá a oceán Callisto je v tuto chvíli ohříván pouze kvůli radioaktivnímu rozpadu, zatímco oceán Europy je ohříván také slapovými silami, kvůli jeho blízkosti k Jupiteru.

Na základě těchto a dalších úvah se má za to, že Evropa má ze všech galileovských měsíců největší šanci na udržení života, alespoň mikrobiálně. [19] [55]

Potenciál pro kolonizaci

Od 80. let 20. století je Callisto po podobné misi na Mars považováno za atraktivní cíl pro pilotované lety do vesmíru, a to díky své poloze mimo Jupiterův radiační pás [57] . V roce 2003 provedla NASA koncepční studii nazvanou Human Outer Planets Exploration (HOPE – Rus. Hope ), která zvažovala budoucnost lidského zkoumání vnější sluneční soustavy . Jedním z podrobně zvažovaných cílů bylo Callisto [9] [58] .

Na družici bylo do budoucna navrženo vybudovat stanici na zpracování a výrobu paliva z okolního ledu pro kosmické lodě mířící k průzkumu vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, navíc by se led mohl využívat i k těžbě vody [56 ] . Jednou z výhod zřízení takové stanice na Callisto je nízká úroveň radiace (vzhledem ke vzdálenosti od Jupiteru) a geologická stabilita. Z povrchu satelitu by bylo možné na dálku, téměř v reálném čase, prozkoumávat Evropu a také vytvořit mezistanici na Callisto, která by obsluhovala kosmické lodě mířící k Jupiteru, aby provedly gravitační manévr s cílem přeletět do vnějších oblastí. sluneční soustavy [9] . Studie nazývá program EJSM nezbytným předpokladem pro pilotovaný let. Předpokládá se, že na Callisto půjde jedna až tři meziplanetární lodě, z nichž jedna ponese posádku a zbytek - pozemní základna, zařízení na těžbu vody a reaktor na výrobu energie. Předpokládaná doba pobytu na povrchu satelitu: od 32 do 123 dnů; samotný let má trvat 2 až 5 let.

Zmíněná zpráva NASA z roku 2003 naznačovala, že pilotovaná mise na Callisto by byla možná do 40. let 20. století, a také zmiňovala technologie, které musí být vyvinuty a testovány před tímto datem, pravděpodobně před a během pilotovaných misí na Měsíc a Mars [59] [60] .

Viz také

• Měsíce Jupiteru
• Valhalla

Poznámky

1. ^   Apoapsis je odvozena z hlavní poloosy (a) a orbitální excentricity (e):.
2. ^   Periapsis je odvozen z hlavní poloosy (a) a orbitální excentricity (e):.
3. ^   Plocha povrchu odvozená z poloměru (r):.
4. ^   Objem odvozený z poloměru (r):.
5. ^  Gravitační zrychlenína rovníku je odvozeno z hmotnosti (m) agravitační konstanty(G) a poloměru (r):.
6. ^   První úniková rychlost pro Callisto vypočtená z hmotnosti (m),gravitační konstanty(G) a poloměru (r):.
7. ^   Vedoucí hemisféra - polokoule obrácená ve směru orbitálního pohybu; poháněná polokoule je nasměrována opačným směrem.
8. ^   Homogenní kulová tělesa mají moment setrvačnosti 0,4mr2. Koeficient pod 0,4 znamená, že hustota roste s hloubkou.
9. ^   V případě ledových satelitů jsou palimpsesty kulaté jasné geostruktury, pravděpodobně pozůstatky dávných impaktních kráterů; viz Greeley, 2000[12].

1. ↑ Burba G. A. Nomenklatura detailů reliéfu galileovských měsíců Jupitera / Ed. K. P. Florenskij, Yu. I. Efremov; Akademie věd SSSR, Ústav geochemie a analytické chemie. — M .: Nauka , 1984. — S. 79.
2. ↑ 1 2 Galilei, G.; Sidereus Nuncius (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 23. února 2001.  (neurčitý) (13. března 1610)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Střední orbitální parametry planetárního satelitu . Laboratoř proudového pohonu, Kalifornský technologický institut. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. (neurčitý)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Anderson, JD; Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; a kol. Tvar, střední poloměr, gravitační pole a vnitřní struktura Callisto  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 153 , č.p. 1 . - S. 157-161 . - doi : 10.1006/icar.2001.6664 . - .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Moore, Jeffrey M. (2004), Callisto , v Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB, Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge University Press , < http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf > . Archivováno 27. března 2009 na Wayback Machine 
6. ↑ Klasické satelity sluneční soustavy . Observatoř ARVAL. Datum přístupu: 13. července 2007. Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
7. ↑ 1 2 3 4 5 Carlson, RW; a kol. Slabá atmosféra oxidu uhličitého na Jupiterově měsíci Callisto  (anglicky)  // Science : journal. - 1999. - Sv. 283 , č.p. 5403 . - S. 820-821 . - doi : 10.1126/science.283.5403.820 . - . — PMID 9933159 .
8. ↑ 1 2 3 Liang, MC; Lane, BF; Pappalardo, R.T.; a kol. Atmosféra Callisto  // Journal of Geophysics Research. - 2005. - T. 110 , č. E2 . — S. E02003 . - doi : 10.1029/2004JE002322 . - . Archivováno z originálu 12. prosince 2011. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 25. srpna 2011. Archivováno z originálu dne 25. února 2009. (neurčitý) 
9. ↑ 1 2 3 Trautman, Pat; Bethke, Kristen. Revoluční koncepty pro průzkum lidské vnější planety (HOPE) (PDF)  (nedostupný odkaz) . NASA (2003). Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
10. ↑ 1 2 3 Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2002. - Sv. 159 , č.p. 2 . - S. 500-504 . - doi : 10.1006/icar.2002.6939 . - .
11. ↑ 1 2 Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; a kol. Energetické iontové a elektronové ozařování ledových galileovských satelitů  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 139 , č.p. 1 . - S. 133-159 . - doi : 10.1006/icar.2000.6498 . - . Archivováno z originálu 25. února 2009. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 23. srpna 2011. Archivováno z originálu dne 25. února 2009. (neurčitý) 
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Greeley, R.; Klemaszewski, JE; Wagner, L.; a kol. Galileo pohledy na geologii Callisto  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 2000. - Sv. 48 , č. 9 . - S. 829-853 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7 . - .
13. ↑ 1 2 3 4 Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Eric; Morrison, David; a kol. Masový pohyb a degradace tvaru krajiny na ledových galilejských satelitech: Výsledky nominální mise Galileo  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1999. - Sv. 140 , č. 2 . - str. 294-312 . - doi : 10.1006/icar.1999.6132 . - .
14. ↑ 1 2 Kliore, AJ; Anabtawi, A; Herrera, R.G.; a kol. Ionosféra Callisto z pozorování rádiového zákrytu Galileo  (anglicky)  // Journal of Geophysics Research: journal. - 2002. - Sv. 107 , č. A11 . - str. 1407 . - doi : 10.1029/2002JA009365 . - .
15. ↑ 1 2 3 4 Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 124 , č. 6 . - str. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - .
16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Spohn, T.; Schubert, G. Oceány v ledových Galileových satelitech Jupiteru?  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Sv. 161 , č.p. 2 . - str. 456-467 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . - . Archivováno z originálu 27. února 2008. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 24. srpna 2011. Archivováno z originálu dne 27. února 2008. (neurčitý) 
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Kuskov, OL; Kronrod, V. A. Vnitřní struktura Europa a Callisto  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2005. — Sv. 177 , č. 2 . - str. 550-369 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 . - .
18. ↑ 1 2 3 4 5 6 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. Galileovské satelity   // Věda . - 1999. - Sv. 286 , č.p. 5437 . - str. 77-84 . - doi : 10.1126/science.286.5437.77 . — PMID 10506564 .
19. ↑ 1 2 3 4 Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; a kol. Astrobiologie Jupiterových ledových měsíců  // Proc. SPIE. - 2004. - T. 5555 . - S. 10 . - doi : 10.1117/12.560356 . Archivováno z originálu 20. srpna 2008. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 26. srpna 2011. Archivováno z originálu dne 20. srpna 2008. (neurčitý) 
20. ↑ 12 satelitů Jupiteru . Projekt Galileo. Datum přístupu: 31. července 2007. Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
21. ↑ Simone Mario Guntzenhusano . Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — 1614.
22. ↑ Barnard, EE Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1892. - Sv. 12 . - S. 81-85 . - doi : 10.1086/101715 . - .
23. ↑ 1 2 Klemaszewski, JA; Greeley, R. Geologické důkazy pro oceán na Callisto (PDF) 1818. Lunar and Planetary Science XXXI (2001). Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
24. ↑ 12 Hnědá , RV; Baines, KH; Bellucci, G.; a kol. Pozorování pomocí vizuálního a infračerveného mapovacího spektrometru (VIMS) během průletu sondy Cassini kolem Jupiteru  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2003. - Sv. 164 , č. 2 . - str. 461-470 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . - .
25. ↑ Morring, F. Ring Leader // Aviation Week & Space Technology. - 2007. - 7. května. - S. 80-83 .
26. ↑ Rincon, Paul Jupiter v zaměřovačích vesmírných agentur . BBC News (20. února 2009). Získáno 20. února 2009. Archivováno z originálu 21. února 2009. (neurčitý)
27. ↑ Návrhy Cosmic Vision 2015-2025 (odkaz není k dispozici) . ESA (21. července 2007). Získáno 20. února 2009. Archivováno z originálu 25. srpna 2011. (neurčitý) 
28. ↑ Bills, Bruce G. Svobodné a vynucené křivdy galileovských satelitů Jupitera  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 175 , č.p. 1 . - str. 233-247 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 . - .
29. ↑ 1 2 3 4 Freeman, J. Nenewtonská stagnující konvekce víka a tepelný vývoj Ganymeda a Callisto  // Planetary and Space Science  : journal  . - Elsevier , 2006. - Sv. 54 , č. 1 . - str. 2-14 . - doi : 10.1016/j.pss.2005.10.003 . - . Archivováno z originálu 24. srpna 2007. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Datum přístupu: 26. srpna 2011. Archivováno z originálu 24. srpna 2007. (neurčitý) 
30. ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Úvod do vesmírných věd) . Kalifornská státní univerzita, Fresno (29. února 2000). Datum přístupu: 4. července 2009. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. (neurčitý)
31. ↑ Clark, RN Vodní mráz a led: spektrální odrazivost blízkého infračerveného záření 0,65–2,5 μm  //  Journal of Geophysical Research : deník. - 1981. - 10. dubna ( roč. 86 , č. B4 ). - str. 3087-3096 . - doi : 10.1029/JB086iB04p03087 . - .
32. ↑ Noll, KS Detekce SO 2 na Callisto pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu (PDF) 1852. Lunar and Planetary Science XXXI (1996). Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
33. ↑ T. B. McCord a kol. Organické látky a jiné molekuly na površích Callisto a Ganymede   // Věda . - 1997. - Sv. 278 , č.p. 5336 . - str. 271-275 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.278.5336.271 .
34. ↑ 1 2 Hibbitts, CA; McCord, T.B.; Hansen, GB Distribuce CO 2 a SO 2 na povrchu Callisto 1908. Lunar and Planetary Science XXXI (1998). Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
35. ↑ Khurana, KK; a kol. Indukovaná magnetická pole jako důkaz pro podpovrchové oceány v Evropě a Callisto  (anglicky)  // Nature : journal. - 1998. - Sv. 395 , č.p. 6704 . - str. 777-780 . - doi : 10.1038/27394 . - . — PMID 9796812 .
36. ↑ 1 2 Zimmer, C.; Khurana, KK Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Sv. 147 , č.p. 2 . - str. 329-347 . - doi : 10.1006/icar.2000.6456 . - .
37. ↑ Anderson, JD; Schubert, G., Jacobson, R. A. et al. Distribuce horniny, kovů a ledů v Callisto   // Science . - 1998. - Sv. 280 , č.p. 5369 . - S. 1573-1576 . - doi : 10.1126/science.280.5369.1573 . - . — PMID 9616114 . Archivováno z originálu 26. září 2007. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 26. září 2007. (neurčitý) 
38. ↑ Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2002. - Sv. 157 , č.p. 1 . - str. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
39. ↑ 1 2 Zahnle, K.; Dones, L. Míry kráterování na galilejských satelitech   // Icarus . - Elsevier , 1998. - Sv. 136 , č. 2 . - S. 202-222 . - doi : 10.1006/icar.1998.6015 . - . — PMID 11878353 . Archivováno z originálu 27. února 2008. Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Datum přístupu: 25. srpna 2011. Archivováno z originálu 27. února 2008. (neurčitý) 
40. ↑ 1 2 3 4 Bender, K.C.; Rice, JW; Wilhelms, D.E.; Greeley, R. Geologická mapa Callisto . - US Geological Survey, 1997. Archivováno z originálu 24. ledna 2015.
41. ↑ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; a kol. (12.–16. března 2001). „Zlomeniny, útržky a linie na Callisto a jejich korelace s povrchovou degradací“ (PDF) . 32. výroční konference o lunárních a planetárních vědách . Archivováno z originálu (PDF) dne 27. 3. 2009 . Získáno 25. 8. 2011 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
42. ↑ 1 2 Řízená fotomozaiková mapa Callisto JC 15M CMN . US Geological Survey. Archivováno z originálu 30. května 2012. (neurčitý)
43. ↑ Historickým příkladem slapové destrukce nebeského tělesa , které proletělo kolem Jupiteru , je kometa Shoemaker-Levy 9 . Následně jeho fragmenty dopadly na Jupiter a na viditelném povrchu této planety zůstalo 13 tmavých oblastí plynného prachu značné velikosti.
44. ↑ Chapman, C.R.; Merline, WJ; Bierhaus, B.; a kol. Populace malých kráterů na Europě, Ganymedu a Callisto: Počáteční výsledky zobrazování pomocí Galilea (PDF) 1221. Lunar and Planetary Science XXXI (1997). Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
45. ↑ Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; a kol. Hubbleův vesmírný teleskop Zobrazovací spektrograf kosmického dalekohledu Hledání atmosféry na Callisto: Jovian Unipolar Inductor  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 581 , č.p. 1 . -P.L51- L54 . - doi : 10.1086/345803 . - .
46. ↑ Spencer, John R.; Calvin, Wendy M. Condensed O2 on Europa and Callisto  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Sv. 124 , č. 6 . - str. 3400-3403 . - doi : 10.1086/344307 . - .
47. ↑ 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. O konvekci v ledových I skořápkách vnějších těles Sluneční soustavy, s podrobnou aplikací na Callisto  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2006. - Sv. 183 , č.p. 2 . - S. 435-450 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 . - .
48. ↑ 1 2 3 Nagel, Ka; Breuer, D.; Spohn, T. Model pro vnitřní strukturu, evoluci a diferenciaci Callisto  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 2 . - str. 402-412 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 . - .
49. ↑ Barr, AC; Canup, RM Omezení tvorby plynových obřích satelitů z vnitřních stavů částečně diferencovaných satelitů  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2008. — 3. srpna ( roč. 198 , č. 1 ). - S. 163-177 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.07.004 . - .
50. ↑ Showman, A. P.; Malhotra, R. Slapová evoluce do Laplaceovy rezonance a znovuobjevení Ganymedu  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1997. - Březen ( roč. 127 , č. 1 ). - S. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . — .
51. ↑ Baldwin, E. Dopady komety vysvětlují dichotomii Ganymede-Callisto . Astronomie nyní online . Astronomy Now (25. ledna 2010). Získáno 1. března 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
52. ↑ Barr, AC; Canup, R. M. (březen 2010). „Původ dichotomie Ganymede/Callisto dopady během pozdního těžkého bombardování vnější sluneční soustavy“ (PDF) . 41. konference o lunárních a planetárních vědách (2010) . Houston. Archivováno z originálu (PDF) dne 2011-06-05 . Získáno 2010-03-01 . Použitý zastaralý parametr |deadlink=( nápověda )
53. ↑ Barr, AC; Canup, RM Původ dichotomie Ganymede–Callisto dopady během pozdního těžkého bombardování  // Nature Geoscience  : journal  . - 2010. - 24. ledna ( díl 3 , č. březen 2010 ). - S. 164-167 . - doi : 10.1038/NGEO746 . - .
54. ↑ Phillips, T. Callisto dělá velký šplouch (downlink) . Science@NASA (23. října 1998). Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý) 
55. ↑ Francois, Raulin. Exo-Astrobiologické aspekty Evropy a Titanu: od pozorování ke spekulacím  (anglicky)  // Space Science Reviews  : journal. - Springer , 2005. - Sv. 116 , č. 1-2 . - str. 471-487 . - doi : 10.1007/s11214-005-1967-x . - .  (nedostupný odkaz)
56. ↑ 1 2 Vision for Space Exploration (PDF). NASA (2004). Archivováno z originálu 4. února 2012. (neurčitý)
57. ↑ James Oberg: Kam jdou Rusové dál? Erschienen v populární mechanice , říjen 1982, S. 183
58. ↑ Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE  )  // Sborník konference American Institute of Physics: journal. - 2003. - 28. ledna ( sv. 654 ). - S. 821-828 . - doi : 10.1063/1.1541373 .
59. ↑ USA.gov: Oficiální webový portál vlády USA (odkaz není k dispozici) . Získáno 26. srpna 2011. Archivováno z originálu dne 2. července 2012. (neurčitý) 
60. ↑ Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: Revoluční koncepty pro průzkum lidské vnější planety (HOPE). Archivováno 22. října 2020 na Wayback Machine Veröffentlicht im Februar 2003.

Literatura

• Burba G. A. Názvosloví detailů reliéfu galileovských satelitů Jupitera / Ed. vyd. K. P. Florenskij a Yu. I. Efremov. - Moskva: Nauka, 1984. - 84 s.

Odkazy

• Stručný popis Callisto (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 28. března 2014. (neurčitý) 
• Callisto Page Archived 15. srpna 2012 na Wayback Machine na NinePlanets.org 
• Callisto Page Archivováno 18. listopadu 2019 na Wayback Machine on Views of Solar System 
• Video točící se Callisto (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 1. června 2010. (neurčitý) 
• Mapa Callisto s názvy povrchových prvků Archivováno 15. ledna 2020 na Wayback Machine // NASA 
• Mapa Callisto s názvy povrchových objektů Archivováno 24. prosince 2019 na Wayback Machine na Gazetteer of Planetary  Nomenclature

Slovníky a encyklopedie	Velká dánština Velká Katalánština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4615523-5 J9U : 987007549320905171 LCCN : sh99005833 VIAF : 237455229 WorldCat VIAF : 237455229

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty