Callisto (satellit)

Callisto
Satellit

Den stærkt kraterede anti-jovianske halvkugle Callisto. Billedet er taget i 2001 af NASAs Galileo - rumfartøj. I øverste højre hjørne af billedet ses en stor ringdetalje Asgard , et krater med radiale stråler under og til højre for midten kaldes Bran [1]
Andre navne Jupiter IV
Åbning
Opdager Galileo Galilei
åbningsdato 7. januar 1610 [2]
Orbitale egenskaber
Perihelium 1.869.000 km
Aphelion 1.897.000 km
Periovy 1.869.000 km [b]
Apoiovy 1.897.000 km [a]
Hovedakse  ( a ) 1.882.700 km [3]
Orbital excentricitet  ( e ) 0,0074 [3]
siderisk periode 16.6890184 d [3]
Orbital hastighed  ( v ) 8,204 km/s
Tilbøjelighed  ( i ) 0,192° (til det lokale Laplace-fly ) [3]
Hvis satellit Jupiter
fysiske egenskaber
Mellem radius 2410,3 ± 1,5 km (0,378 Jorden) [4]
Overfladeareal ( S ) 7,30⋅10 7 km 2 (0,143 Jorden) [s]
Volumen ( V ) 5,9⋅10 10 km 3 (0,0541 Jorden) [d]
Masse ( m ) 1,075⋅1023 kg ( 0,018 Jorden) [4]
Gennemsnitlig tæthed  ( ρ ) 1,834 4 ± 0,003 4 g/cm3 [ 4 ]
Tyngdeacceleration ved ækvator ( g ) 1,235  m/s 2 (0,126 g ) [e]
Anden flugthastighed  ( v 2 ) 2.440 km/s [f]
Ækvatorial rotationshastighed synkroniseret [4]
Rotationsperiode  ( T ) synkroniseret (vendt til Jupiter på den ene side)
Aksehældning null [4]
Albedo 0,22 (geometrisk) [5]
Tilsyneladende størrelse 5,65 ( i opposition ) [6]
Temperatur
 
min. gns. Maks.
overflade ( K ) [5]
80K | 123K | 165K |
Stemning
Atmosfæretryk 7,5  pbar [7]
Sammensætning: ~4⋅10 8  cm −3 kuldioxid [7]
mere end 2⋅10 10  cm −3 molekylær oxygen (O 2 ) [8]
 Mediefiler på Wikimedia Commons
Oplysninger i Wikidata  ?

Callisto ( lat.  Callisto ; anden græsk Καλλιστώ ) er Jupiters næststørste satellit (efter Ganymedes ), en af ​​de fire galileiske satellitter og den fjerneste blandt dem fra planeten [3] . Det er den tredjestørste måne i solsystemet efter Ganymedes og Titan . Det blev opdaget i 1610 af Galileo Galilei , opkaldt efter karakteren af ​​oldgræsk mytologi  - Callisto , Zeus elskerinde .

På grund af det lave niveau af baggrundsstråling i nærheden af ​​Callisto og dens størrelse, foreslås det ofte at etablere en station, der skal tjene til menneskehedens videre udforskning af Jupiter-systemet [ 9] . For 2015 blev størstedelen af ​​viden om denne satellit opnået af Galileo -apparatet ; andre AMS  - Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Cassini og New Horizons - studerede satellitten under flyvningen til andre objekter.

Grundlæggende information

Callisto er en synkron satellit : dens rotationsperiode omkring sin akse er lig med dens omløbsperiode, så den vender altid mod Jupiter på den ene side (den er i tidevandsfangst ). Da Callisto ikke er i højfrekvent orbital resonans med andre store satellitter, forårsager forstyrrelser fra Io , Europa , Ganymedes ikke en stigning i excentriciteten af ​​dens bane og fører ikke til tidevandsopvarmning på grund af interaktion med den centrale planet [10] .

Callisto er den tredjestørste måne i solsystemet , og i Jupiters satellitsystem den næststørste efter Ganymedes . Diameteren af ​​Callisto er omkring 99% af diameteren af ​​Merkur , og massen er kun en tredjedel af massen af ​​denne planet. Callisto har en gennemsnitlig massefylde på omkring 1,83 g/cm 3 og består af nogenlunde lige store mængder sten og is. Spektroskopi afslørede vandis , kuldioxid , silikater og organiske stoffer på overfladen af ​​Callisto .

Callisto er mindre påvirket af Jupiters magnetosfære end dens tættere satellitter, fordi den er langt nok væk fra den [11] . Den er dækket af mange kratere , hvilket indikerer dens overflades høje alder. Der er praktisk talt ingen spor af underjordiske processer (f.eks. tektoniske eller vulkanske ), og naturligvis spiller nedslag fra meteoritter og større genstande hovedrollen i dannelsen af ​​relieffet på satellitten [12] . Det mest karakteristiske træk ved overfladen af ​​Callisto er strukturer med flere ringer (" cirkus ") samt et stort antal nedslagskratere af forskellige former, hvoraf nogle danner kæder , og skråninger, højdedrag og aflejringer forbundet med alle disse strukturer [12] . Satellittens lavland er karakteriseret ved et udjævnet landskab og en mørkere farve, mens de øvre dele af højlandet er dækket af skarp rimfrost [5] . Et relativt lille antal små kratere sammenlignet med store, samt en mærkbar forekomst af bakker, indikerer en gradvis udjævning af satellitrelieffet ved sublimeringsprocesser [13] . Den nøjagtige alder af Callisto geostrukturerne er ukendt.

Callisto er omgivet af en ekstremt sjælden atmosfære bestående af kuldioxid [7] og muligvis molekylær oxygen [8] , samt en relativt kraftig ionosfære [14] .

Callisto menes at være blevet dannet ved langsom tilvækst fra en skive af gas og støv, der omgav Jupiter efter dens dannelse [15] . På grund af satellittens lave massevækst og svag tidevandsopvarmning var temperaturen i dens indre utilstrækkelig til deres differentiering. Men kort efter begyndelsen af ​​dannelsen af ​​Callisto begyndte en langsom konvektion inde i den , hvilket førte til delvis differentiering - dannelsen af ​​et hav under overfladen i en dybde på 100-150 km og en lille silikatkerne [16] . Ifølge målinger foretaget ombord på rumfartøjet Galileo overstiger dybden af ​​det underjordiske lag af flydende vand 100 km [17] [18] . Tilstedeværelsen af ​​et hav i Callistos tarme gør denne satellit til et af de mulige steder for tilstedeværelsen af ​​udenjordisk liv . Imidlertid er betingelserne for fremkomst og opretholdelse af liv baseret på kemosyntese mindre gunstige på Callisto end på Europa [19] .

Opdagelse og navngivning

Callisto blev opdaget af Galileo Galilei i januar 1610 sammen med tre andre store Jupitersatellitter ( Io , Europa og Ganymedes ) [2] og modtog sit navn, ligesom andre galilæiske satellitter , til ære for en af ​​den antikke græske gud Zeus' elskede. . Callisto var en nymfe (ifølge andre kilder - datter af Lycaon ), tæt på jagtgudinden Artemis [20] . Navnet på satellitten blev foreslået af Simon Marius kort efter opdagelsen [21] . Marius tilskrev dette forslag til Johannes Kepler [20] . De moderne navne på de galilæiske satellitter fandt dog først udbredt anvendelse i midten af ​​det 20. århundrede. I meget tidlig astronomisk litteratur omtales Callisto som Jupiter IV (ifølge systemet foreslået af Galileo) eller som "Jupiters fjerde satellit" [22] . Adjektivet fra navnet på satellitten vil være "Kallistonian"[ præciser ] [23] .

Forskning

Flyvningen nær Jupiter i 1970'erne med Pioneer -10 og Pioneer-11 AMS udvidede kun lidt forståelsen af ​​Callistos overflade og indre struktur sammenlignet med, hvad man vidste om den takket være jordbaserede observationer [5] . Et reelt gennembrud var studiet af satellitten af ​​Voyager 1 og 2 rumfartøjerne under deres forbiflyvning af Jupiter i 1979-1980. De fotograferede mere end halvdelen af ​​satellittens overflade med en opløsning på 1-2 km og gjorde det muligt at opnå nøjagtige data om overfladens masse, form og temperatur [5] . Den nye udforskningstid varede fra 1994 til 2003, hvor Galileo - rumfartøjet foretog otte tæt forbiflyvninger af Callisto, og under den sidste forbiflyvning af C30 i 2001 passerede det i en afstand af 138 km fra satellittens overflade. Galileo udførte et globalt fotografi af satellittens overflade og lavede for nogle enkelte regioner en masse fotografier med en opløsning på op til 15 meter [12] . I 2000 modtog Cassini - rumfartøjet, mens det var på flugt til Saturn -systemet , højopløselige infrarøde spektre af Callisto [24] . I februar-marts 2007 modtog rumfartøjet New Horizons , på vej til Pluto , nye billeder og spektre af Callisto [25] .

Fremtidige rumfartøjsprojekter

Foreslået til opsendelse i 2020, Europa Jupiter System Mission (EJSM) er et fælles projekt mellem NASA og ESA for at udforske Jupiters måner og magnetosfære. I februar 2009 bekræftede ESA og NASA, at missionen havde fået højere prioritet end Titan Saturn System Mission [26] . Men da ESA yder samtidig støtte til andre programmer, står det europæiske bidrag til dette program over for økonomiske vanskeligheder [27] . EJSM vil angiveligt bestå af 4 køretøjer: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) og muligvis Jupiter Magnetospheric Orbiter ( JAXA ), samt Jupiter Europa Lander ( FKA ).

Orbit og rotation

Callisto er den yderste af de fire galilæiske måner. Dens kredsløb ligger i en afstand af 1.882.000 km fra Jupiter, hvilket er cirka 26,3 af dens radier (71.492 km) [3] . Dette er betydeligt større end kredsløbsradius for den tidligere galilæiske satellit, Ganymedes, som er 1.070.000 km . På grund af sin relativt fjerne bane er Callisto ikke og var sandsynligvis aldrig i kredsløbsresonans med de tre andre galilæiske måner [10] .

Som de fleste af planeternes almindelige satellitter roterer Callisto synkront med sin egen kredsløbsbevægelse [4] : længden af ​​en dag på Callisto er lig med dens omløbsperiode og er 16,7 jorddage. Satellittens kredsløb har en let excentricitet og hældning i forhold til Jupiters ækvator , som er udsat for kvasi-periodiske ændringer på grund af gravitationsforstyrrelser fra Solen og planeterne gennem århundreder. Omfanget af ændringer er henholdsvis 0,0072-0,0076 og 0,20-0,60° [10] . Disse orbitale forstyrrelser får også rotationsaksens hældning til at variere mellem 0,4° og 1,6° [28] . Callistos afsides beliggenhed fra Jupiter betød, at den aldrig oplevede signifikant tidevandsopvarmning, og dette havde vigtige konsekvenser for satellittens indre struktur og dens geologiske udvikling [29] . Denne afstand fra Jupiter betyder også, at fluxen af ​​ladede partikler, der falder til overfladen af ​​Callisto fra Jupiters magnetosfære , er relativt lav - omkring 300 gange lavere end på Europa . Som følge heraf spillede stråling ikke en vigtig rolle i at forme udseendet af overfladen af ​​denne satellit, i modsætning til andre galilæiske måner [11] . Niveauet af stråling på overfladen af ​​Callisto skaber en ækvivalent dosishastighed på cirka 0,01  rem (0,1 mSv ) pr. dag, det vil sige, at det er praktisk talt sikkert for mennesker [30] .

Fysiske egenskaber

Sammensætning

Den gennemsnitlige tæthed af Callisto er 1,83 g/cm 3 [4] . Dette indikerer, at det består af omtrent lige store mængder vandis og sten og yderligere indeslutninger af frosne gasser [17] . Massefraktionen af ​​is er omkring 49-55% [16] [17] . Den nøjagtige sammensætning af satellittens stenede komponent kendes ikke, men den er sandsynligvis tæt på den for almindelige L/LL-klasse kondritter, som har et lavere totalt jernindhold, en lavere procentdel af metallisk jern og en højere procentdel af jernoxider sammenlignet med til klasse H kondritter. Masseforholdet mellem jern og silicium i Callisto er i området 0,9-1,3 (for eksempel på Solen er dette forhold omtrent lig med 1:8) [17] .

Callistos overfladealbedo er cirka 20 % [5] . Det antages, at sammensætningen af ​​dens overflade er omtrent den samme som dens sammensætning som helhed. Dens spektre i det nære infrarøde område viser absorptionsbånd af vandis ved bølgelængder på 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 og 3,0 mikrometer [5] . Tilsyneladende findes vandis på overfladen af ​​Callisto overalt; dens massefraktion er fra 25 til 50 % [18] . Analyse af højopløselige nær-infrarøde og ultraviolette spektre opnået af Galileo -rumfartøjet og jordbaserede instrumenter afslørede en betydelig mængde andre stoffer: hydratiserede silikater indeholdende magnesium og jern [5] , kuldioxid [24] , svovldioxid [32] , og også sandsynligvis ammoniak og forskellige organiske forbindelser [5] [18] . Resultaterne af missionen indikerer tilstedeværelsen af ​​nogle tholiner på overfladen [33] . Derudover indikerer de spektrale data en stærk småskala inhomogenitet af satellittens overflade. Små lyse pletter af ren vandis er kaotisk blandet med områder dækket af en blanding af sten og is og med store mørke områder dækket af ikke-glaciale klipper [5] [12] .

Overfladen af ​​Callisto er asymmetrisk: den forreste halvkugle [g] er mørkere end den bagerste. På de andre galileiske satellitter er situationen omvendt [5] . Den bagerste halvkugle [g] ser ud til at være rig på kuldioxid, mens den førende halvkugle har mere svovldioxid [34] . Mange relativt unge nedslagskratere (som Adlinda-krateret ) er også beriget med kuldioxid [34] . Generelt er den kemiske sammensætning af overfladen af ​​Callisto, især dens mørke områder, højst sandsynligt tæt på den af ​​D-klasse asteroider [12] , hvis overflade består af kulstofholdigt stof.

Intern struktur

Overfladelaget af Callisto, der er stærkt krateret, hviler på en kold og hård iskolt lithosfære , hvis tykkelse, ifølge forskellige skøn, varierer fra 80 til 150 km [16] [17] . Hvis undersøgelser af magnetfelterne omkring Jupiter og dens satellitter blev fortolket korrekt, så kan der under isskorpen være et salt hav på 50-200 km dyb [16] [17] [35] [36] . Det blev fundet, at Callisto interagerer med Jupiters magnetfelt som en velledende kugle: Feltet kan ikke trænge ind i satellittens indre, hvilket indikerer tilstedeværelsen af ​​et kontinuerligt lag af elektrisk ledende væske, der er mindst 10 km tyk [36] . Havets eksistens bliver mere sandsynligt, hvis vi antager tilstedeværelsen i det af en lille mængde (op til 5 vægtprocent) ammoniak eller anden frostvæske [16] . I dette tilfælde kan havets dybde nå op til 250-300 km [17] . Litosfæren, der hviler over havet, kan være noget tykkere - op til 300 km.

Undergrunden af ​​Callisto, der ligger under lithosfæren og det foreslåede hav, synes hverken at være fuldstændig homogen eller fuldstændig lagdelt, men er en blanding af stoffer med en gradvis stigning i andelen af ​​silikater med dybde. Dette er angivet ved den lave værdi af inertimomentet [h] for satellitten (ifølge Galileo [4] er det (0,3549 ± 0,0042) × mr 2 ) [17] [37] . Med andre ord er Callisto kun delvist differentieret . Værdierne for tæthed og inertimoment er i overensstemmelse med tilstedeværelsen af ​​en lille silikatkerne i midten af ​​satellitten. Under alle omstændigheder kan radius af en sådan kerne ikke overstige 600 km, og dens tæthed kan variere fra 3,1 til 3,6 g/cm 3 [4] [17] . Callistos tarme er således slående anderledes end Ganymedes tarme , som tilsyneladende er fuldstændig differentierede [18] [38] .

Overfladedetaljer

Den ældgamle overflade af Callisto er en af ​​de mest kraterede i solsystemet [39] . Tætheden af ​​kratere på satellittens overflade er så stor, at næsten alle nye nedslagskratere overlapper et gammelt eller ligger så tæt på et naboskab, at det ødelægger det. Callistos geologi i stor skala er forholdsvis enkel: der er ingen store bjerge, vulkaner eller lignende endogene tektoniske strukturer på månen [40] . Nedslagskratere og flerringede strukturer er sammen med tilhørende forkastninger, skår og aflejringer de eneste større geostrukturer, der er synlige på overfladen [12] [40] .

Overfladen af ​​Callisto kan opdeles i følgende geologisk adskilte områder: kraterede sletter, lyse sletter, lyse og mørke glatte sletter og forskellige områder forbundet med nedslagskratere og dele af flerringede geostrukturer. [12] [40] Kraterfyldte sletter dækker det meste af månens overflade, og disse er de ældste dele af den. De er dækket af en blanding af is og sten. Lyse sletter er ikke så almindelige. De omfatter lyse nedslagskratere som Bur og Lofn , såvel som spor af ældre og større kratere kendt som palimpsests , [i] centrale regioner af multi-ring geostrukturer og isolerede områder på kraterede sletter [12] . Det menes, at de lette sletter er dækket af iskolde udstødninger af stødoprindelse . Lyse, flade sletter er sjældne på overfladen af ​​Callisto og findes hovedsageligt i området med lavninger og furer nær Valhalla og Asgard eller i nogle områder med kraterfyldte sletter. Oprindeligt menes at være relateret til endogen satellitaktivitet, højopløsningsfotografier taget af Galileo viser, at de lyse og glatte sletter er forbundet med revnede og ujævne overflader og viser ingen tegn på tektonisk eller vulkansk oprindelse. [12] Galileo-billederne afslørede også små, mørke, flade områder på mindre end 10.000 km 2 i størrelse , der omgiver det mere barske terræn. Måske er de dækket af udkast fra kryovulkaner [12] . Da tætheden af ​​kratere i flade områder er under baggrunden, må disse områder være relativt unge [12] [41] .

De største geostrukturer på Callisto er de flerringede bassiner , nogle gange omtalt som amfiteatre eller cirques på grund af deres udseende. [12] [40] Den største af disse er Valhalla , med et lyst centralt område på 600 km i diameter omgivet af koncentriske ringe op til 1800 km i radius [42] . Den næststørste cirkelstruktur, Asgard , er cirka 1600 km på tværs [42] . Multiringstrukturer er sandsynligvis dannet af forkastninger i litosfæren, der ligger på løse eller flydende lag (evt. på havet) efter kollisioner med store himmellegemer [23] . Også på overfladen af ​​Callisto er der kæder af nedslagskratere (nogle gange fusioneret med hinanden). De er sandsynligvis opstået fra kollisionen med Callisto af resterne af genstande, der, efter at de var kommet for tæt på Jupiter - selv før deres kollision med Callisto - blev ødelagt af tidevandskræfter. Det er også muligt, at kæderne blev dannet under blide tangentielle kollisioner med gradvis ødelæggelse af faldende kroppe. [12] [43] I sidstnævnte tilfælde kan deres ødelæggelse skyldes deres interaktion med uregelmæssighederne i satellittens topografi, eller være resultatet af en kombination af tidevandsvirkningen af ​​Callisto og centrifugalkræfter på grund af deres egen rotation (se også asteroiders satellitter ).

Almindelige nedslagskratere, der er synlige på satellitten, i størrelse fra 0,1 km (denne grænse bestemmes af opløsningen af ​​rumfartøjskameraer) til 200 km [12] . Små kratere, mindre end 5 km i diameter, er skålformede med en konkav eller flad bund. Kratere i størrelse fra 5 til 40 km har normalt en central høj. Større kratere (25-100 km store) har i stedet en central grube, såsom Tyndrus- strukturen [12] . De største kratere (med dimensioner fra 60 km) kan have en slags "kupler" i midten, som er en konsekvens af tektonisk løft efter en kollision (f.eks. Doh og Khar ). [12]

Som nævnt ovenfor blev små områder med ren vandis med en albedo over 80%, omgivet af mørkere stof, fundet på overfladen af ​​Callisto. [5] Højopløselige fotografier taget af Galileo - rumfartøjet viste, at disse lyse områder overvejende er placeret i højere højder - på kraterrygge, afsatser, højdedrag og knolde. [5] De er sandsynligvis dækket af tynde aflejringer af vandfrost. Mørkt stof findes normalt i det omkringliggende lavland og fremstår relativt glat og jævnt. Den danner ofte områder op til 5 km på tværs i bunden af ​​kratere og i interkraterfordybninger. [5]

På skalaer på mindre end en kilometer udjævnes relieffet af Callisto af erosion mere end relieffet fra de andre iskolde galilæiske måner [5] . Koncentrationen af ​​små nedslagskratere (mindre end 1 km i diameter) er der mindre end for eksempel på Ganymedes mørke sletter [12] . I stedet for små kratere er små bakker og lavninger næsten overalt synlige [5] . Det menes, at bakkerne er rester af kraterrygge ødelagt af processer, der endnu ikke er helt klare [13] . Den mest sandsynlige årsag til dette fænomen er den langsomme sublimering af is på grund af solopvarmning (på dagsiden når temperaturen 165  K ) [5] . Sublimering af vand eller andre flygtige forbindelser fra den "snavsede is", der udgør kanterne af kratere, forårsager deres ødelæggelse, og kanternes ikke-iskomponenter danner kollaps [13] . Sådanne kollaps, der ofte observeres både tæt på kratere og inde i dem, kaldes  " affaldsforklæde " i den videnskabelige litteratur [5] [12] [13] . Nogle gange skæres kratervæggene af de såkaldte "kløfter" - snoede furer, som har analoger på Mars [5] . Hvis hypotesen om issublimering er korrekt, så består de mørke områder af overfladen, der ligger i lavlandet, af klipper, der overvejende er fattige på flygtige stoffer, som blev taget fra de ødelagte aksler, der omgiver kraterne og dækkede den iskolde overflade af Callisto.

Den omtrentlige alder af områder af overfladen af ​​Callisto bestemmes af tætheden af ​​deres krater. Jo ældre overfladen er, jo tættere er den krateret [44] . Der er ingen absolutte dateringer af Callistos landformer, men ifølge teoretiske skøn er de kraterede sletter for det meste omkring 4,5  milliarder år gamle, hvilket er cirka solsystemets alder. Estimatet af alderen af ​​multiringstrukturer og forskellige nedslagskratere afhænger af den accepterede værdi af kraterhastigheden og estimeres af forskellige forfattere fra 1 til 4  Ga . [12] [39]

Atmosfære og ionosfære

Callisto viste sig at have en ekstremt sjælden atmosfære af kuldioxid. [7] Det blev fanget af Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) ombord på Galileo-rumfartøjet som en absorptionslinje ved en bølgelængde på 4,2  mikrometer . Overfladetrykket er estimeret til cirka 7,5 ⋅10 −12 bar (0,75 µPa ) og partikelkoncentrationen til 4⋅10 8  partikler/cm 3 . Uden genopfyldning ville en sådan atmosfære gå tabt på 4 dage (se Dissipation af planetariske atmosfærer ), hvilket betyder, at den konstant genopfyldes - tilsyneladende på grund af sublimeringen af ​​frossen kuldioxid, [7] hvilket stemmer overens med hypotesen om nedbrydning af kratervæggene på grund af sublimering af is.

Ionosfæren nær Callisto blev også opdaget netop under forbiflyvningen af ​​rumfartøjet Galileo ; [14] og dens høje elektrontæthed (7–17⋅10 4  cm – 3 ) kan ikke forklares ved fotoionisering af atmosfærisk kuldioxid alene. Dette er grundlaget for antagelsen om, at atmosfæren i Callisto faktisk hovedsageligt består af molekylær oxygen , og dens massefraktion er 10-100 gange større end andelen af ​​kuldioxid [8] .

Direkte observationer af ilt i atmosfæren i Callisto er dog endnu ikke tilgængelige (fra 2012). Observationer fra Hubble (HST) gjorde det muligt at etablere en øvre grænse for dens koncentration, som er i overensstemmelse med Galileo-satellittens data på ionosfæren [45] . Samtidig påviste HST kondenseret ilt på overfladen af ​​Callisto [46] .

Oprindelse og udvikling

Den svage differentiering af Callisto, som er angivet ved målinger af inertimomentet , betyder, at satellitten aldrig er blevet opvarmet til temperaturer, der er tilstrækkelige til at smelte isen, som udgør en stor del af den [16] . Derfor er det højst sandsynligt, at satellitten blev dannet under den langsomme tilvækst af de ydre lag af en fordærvet gas- og støvtåge , der omgav Jupiter under dens dannelse [15] . Varmen genereret af sammenstød, radioaktivt henfald og komprimering af satellitten, med en ret langsom ophobning af stof, blev med succes fjernet ud i rummet, hvilket forhindrede issmeltning og hurtig adskillelse af stoffer med forskellig tæthed [15] . Formodentlig er satellitten dannet over en periode på 0,1-10 millioner år [15] .

Den videre udvikling af Callisto efter tilvækst blev bestemt ved radioaktiv opvarmning, afkøling af overfladen gennem strålingsoverførsel , samt konvektion af fast eller halvfast stof i dets dybder [29] . Da blandingen af ​​de indre lag på grund af temperaturafhængigheden af ​​isens viskositet kun bør begynde ved en temperatur tæt på dens smeltetemperatur , er halvfast konvektion et af hovedproblemerne ved modellering af det indre af alle iskolde satellitter, inklusive Callisto. [47] Denne proces er usædvanlig langsom, med en isbevægelseshastighed på ≈1  cm /år, men på trods af dette er det en effektiv kølemekanisme over lange perioder. [47] Gradvist går processen over i den såkaldte "lukket låg-tilstand", når satellittens stive og kolde ydre lag leder varme uden konvektion, mens isen under den er i en tilstand af halvfast konvektion. [16] [47] I tilfældet med Callisto er det ydre ledende niveau en hård og kold litosfære på omkring 100 km tyk, som effektivt forhindrer ydre manifestationer af tektonisk aktivitet på satellitten. [47] [48] Konvektion i Callistos tarme kan være på flere niveauer på grund af forskellige krystallinske faser af vandis i forskellige dybder: på overfladen, ved minimum temperatur og tryk, er den i fase I , mens den i de centrale områder bør være i fase VII . [29] Den tidlige begyndelse af halvfast konvektion i det indre af Callisto kan have forhindret storskala issmeltning og efterfølgende differentiering , der ellers ville have dannet en stenet kerne og iskolde kappe. Men den meget langsomme differentiering af Callistos tarme har stået på i milliarder af år og fortsætter måske den dag i dag. [48]

Aktuelle ideer om Callistos historie tillader eksistensen af ​​et underjordisk hav af flydende vand. Dette skyldes den unormale opførsel af smeltetemperaturen for is I, som falder med trykket og når en temperatur på 251 K ved 2070 bar (207  MPa ) [16] . I alle plausible modeller er temperaturer mellem 100 og 200 km meget tæt på eller lidt over denne værdi [29] [47] [48] . Tilstedeværelsen af ​​selv små mængder ammoniak  - selv omkring 1-2 vægt% - garanterer praktisk talt eksistensen af ​​et væskelag, fordi ammoniak sænker smeltepunktet yderligere [16] .

Selvom Callisto ligner - i hvert fald i volumen og masse - Ganymedes , havde hun en meget enklere geologisk historie. Callistos overflade blev hovedsageligt dannet af kollisioner og andre ydre kræfter [12] . I modsætning til nabolandet Ganymedes med dens furede overflader, viser den kun få tegn på tektonisk aktivitet [18] . Disse forskelle mellem Callisto og Ganymedes forklares af forskellige dannelsesbetingelser [49] , stærkere tidevandsopvarmning af Ganymedes [50] eller en større indflydelse fra sent tungt bombardement [51] [52] [53] . Callistos relativt simple geologiske historie tjener som udgangspunkt for planetforskere, når de sammenlignes med mere komplekse og aktive objekter. [atten]

Mulighed for liv i havet

Som med Europa og Ganymedes er ideen om muligheden for ekstraterrestrisk mikrobiel liv i Callistos underjordiske hav populær. [19] Leveforholdene på Callisto er dog noget værre end på Europa eller Ganymedes. Hovedårsagerne er: utilstrækkelig kontakt med sten og lav varmestrøm fra satellittens indre. [19] Videnskabsmanden Torrance Johnson havde dette at sige om forskellen i levevilkårene på Callisto fra resten af ​​de galilæiske måner: [54]

De vigtigste komponenter, der er vigtige for livets fremkomst - kaldet "præbiotisk kemi" - findes i mange objekter i solsystemet, såsom kometer, asteroider og iskolde satellitter . Biologer er enige om, at en energikilde og flydende vand er en forudsætning for liv, så det ville være interessant at finde vand i flydende form uden for Jorden. Men tilstedeværelsen af ​​en kraftig energikilde er også vigtig, og i øjeblikket opvarmes Callistos hav kun på grund af radioaktivt henfald, mens Europas hav også opvarmes af tidevandskræfter på grund af dets nærhed til Jupiter.

Baseret på disse og andre overvejelser menes Europa at have den bedste chance for at opretholde liv, i det mindste mikrobielt, af alle de galilæiske måner. [19] [55]

Potentiale for kolonisering

Siden 1980'erne er Callisto blevet betragtet som et attraktivt mål for bemandet rumflyvning efter en lignende mission til Mars på grund af dens placering uden for Jupiters strålingsbælte [57] . I 2003 gennemførte NASA en konceptuel undersøgelse kaldet Human Outer Planets Exploration (HOPE- Rus. Hope ), som overvejede fremtiden for menneskers udforskning af det ydre solsystem . Et af målene, der blev overvejet i detaljer, var Callisto [9] [58] .

Det blev foreslået i fremtiden at bygge en station på satellitten til behandling og produktion af brændstof fra den omgivende is til rumfartøjer på vej til at udforske fjernere områder af solsystemet, derudover kunne is også bruges til at udvinde vand [56 ] . En af fordelene ved at etablere en sådan station på Callisto er det lave niveau af stråling (på grund af afstanden fra Jupiter) og geologisk stabilitet. Fra overfladen af ​​satellitten ville det være muligt på afstand, næsten i realtid, at udforske Europa , samt skabe en mellemstation på Callisto til at betjene rumfartøjer på vej til Jupiter for at udføre en gravitationsmanøvre for at flyve til de ydre områder af solsystemet [9] . Undersøgelsen kalder EJSM-programmet en forudsætning for bemandet flyvning. Det menes, at et til tre interplanetariske skibe vil gå til Callisto, hvoraf det ene vil bære besætningen, og resten - en jordbase, en anordning til at udvinde vand og en reaktor til at generere energi. Anslået varighed af ophold på satellittens overflade: fra 32 til 123 dage; selve flyvningen menes at tage mellem 2 og 5 år.

Den førnævnte NASA-rapport fra 2003 foreslog, at en bemandet mission til Callisto ville være mulig i 2040'erne, og nævnte også teknologier, der skal udvikles og testes før den dato, sandsynligvis før og under bemandede missioner til Månen og Mars [59] [60] .

Se også

Noter

Kommentarer
  1. ^   Apoapsis udledes af semi-hovedaksen (a) og orbital excentricitet (e):.
  2. ^   Periapsis er afledt af semi-hovedaksen (a) og orbital excentricitet (e):.
  3. ^   Overfladeareal afledt af radius (r):.
  4. ^   Volumen afledt af radius (r):.
  5. ^  Acceleration på grund af tyngdekraftenved ækvator er afledt af masse (m) oggravitationskonstant(G) og radius (r):.
  6. ^   Første flugthastighed for Callisto beregnet ud fra masse (m),gravitationskonstant(G) og radius (r):.
  7. ^   Førende halvkugle - halvkuglen vender i retning af orbital bevægelse; den drevne halvkugle er rettet i den modsatte retning.
  8. ^   Homogene sfæriske legemer har et inertimoment på 0,4mr2. En koefficient under 0,4 indikerer, at massefylden stiger med dybden.
  9. ^   I tilfælde af iskolde satellitter er palimpsester runde lyse geostrukturer, sandsynligvis rester af gamle nedslagskratere; se Greeley, 2000[12].
Kilder
  1. Burba G. A. Nomenklatur med detaljer om relieffet af de galilæiske måner af Jupiter / Ed. K. P. Florensky, Yu. I. Efremov; USSR Academy of Sciences, Institut for Geokemi og Analytisk Kemi. — M .: Nauka , 1984. — S. 79.
  2. 1 2 Galilei, G.; Sidereus Nuncius (utilgængeligt link) . Arkiveret fra originalen den 23. februar 2001.  (13. marts 1610)
  3. 1 2 3 4 5 6 Planetariske satellits gennemsnitlige orbitalparametre . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Arkiveret fra originalen den 22. august 2011.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Anderson, JD; Jacobson, R.A.; McElrath, T.P.; et al. Form, middelradius, tyngdefelt og indre struktur af Callisto  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 , nr. 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 , i 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 > . Arkiveret 27. marts 2009 på Wayback Machine 
  6. Klassiske satellitter i solsystemet . Observatorio ARVAL. Dato for adgang: 13. juli 2007. Arkiveret fra originalen 4. februar 2012.
  7. 1 2 3 4 5 Carlson, RW; et al. A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiters Moon Callisto  (engelsk)  // Science : journal. - 1999. - Bd. 283 , nr. 5403 . - S. 820-821 . - doi : 10.1126/science.283.5403.820 . - . — PMID 9933159 .
  8. 1 2 3 Liang, MC; Lane, BF; Pappalardo, R.T.; et al. Atmosphere of Callisto  // Journal of Geophysics Research. - 2005. - T. 110 , nr. E2 . — S. E02003 . - doi : 10.1029/2004JE002322 . - . Arkiveret fra originalen den 12. december 2011. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 25. august 2011. Arkiveret fra originalen 25. februar 2009. 
  9. 1 2 3 Trautman, Pat; Bethke, Kristen. Revolutionære koncepter for menneskelig ydre planetudforskning (HOPE) (PDF)  (utilgængeligt link) . NASA (2003). Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012.
  10. 1 2 3 Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numeriske simuleringer af de galileiske satellitters kredsløb  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2002. - Vol. 159 , nr. 2 . - S. 500-504 . - doi : 10.1006/icar.2002.6939 . - .
  11. 1 2 Cooper, John F.; Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. Energetisk ion- og elektronbestråling af de iskolde galileiske satellitter  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 139 , nr. 1 . - S. 133-159 . - doi : 10.1006/icar.2000.6498 . - . Arkiveret fra originalen den 25. februar 2009. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 23. august 2011. Arkiveret fra originalen 25. februar 2009. 
  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.; et al. Galileos syn på Callistos geologi  // Planet- og rumvidenskab  . - Elsevier , 2000. - Vol. 48 , nr. 9 . - S. 829-853 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7 . - .
  13. 1 2 3 4 Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. Massebevægelse og landformnedbrydning på de iskolde galileiske satellitter: Resultaterne af Galileos nominelle mission  // Icarus  :  tidsskrift. - Elsevier , 1999. - Vol. 140 , nr. 2 . - S. 294-312 . - doi : 10.1006/icar.1999.6132 . - .
  14. 1 2 Kliore, AJ; Anabtawi, A; Herrera, R.G.; et al. Ionosfære af Callisto fra Galileo radiookkultationsobservationer  (engelsk)  // Journal of Geophysics Research: tidsskrift. - 2002. - Bd. 107 , nr. A11 . - S. 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. - Vol. 124 , nr. 6 . - P. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - .
  16. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Spohn, T.; Schubert, G. Oceaner i Jupiters iskolde galileiske satellitter?  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 161 , nr. 2 . - S. 456-467 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . - . Arkiveret fra originalen den 27. februar 2008. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 24. august 2011. Arkiveret fra originalen 27. februar 2008. 
  17. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Kuskov, OL; Kronrod, V. A. Intern struktur af Europa og Callisto  (engelsk)  // Icarus . — Elsevier , 2005. — Vol. 177 , nr. 2 . - S. 550-369 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 . - .
  18. 1 2 3 4 5 6 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. De galilæiske satellitter   // Videnskab . - 1999. - Bd. 286 , nr. 5437 . - S. 77-84 . - doi : 10.1126/science.286.5437.77 . — PMID 10506564 .
  19. 1 2 3 4 Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. Astrobiologi af Jupiters iskolde måner  // Proc. SPIE. - 2004. - T. 5555 . - S. 10 . - doi : 10.1117/12.560356 . Arkiveret fra originalen den 20. august 2008. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 26. august 2011. Arkiveret fra originalen 20. august 2008. 
  20. 12 Jupiters satellitter . Galileo-projektet. Dato for adgang: 31. juli 2007. Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012.
  21. Simone Mario Guntzenhusano . Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — 1614.
  22. Barnard, EE Opdagelse og observation af en femte satellit til Jupiter  //  The Astronomical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1892. - Vol. 12 . - S. 81-85 . - doi : 10.1086/101715 . - .
  23. 1 2 Klemaszewski, JA; Greeley, R. Geologiske beviser for et hav på Callisto (PDF) 1818. Lunar and Planetary Science XXXI (2001). Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012.
  24. 12 Brown , RH; Baines, KH; Bellucci, G.; et al. Observationer med det visuelle og infrarøde kortlægningsspektrometer (VIMS) under Cassini's Flyby of Jupiter  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2003. - Vol. 164 , nr. 2 . - S. 461-470 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . - .
  25. Morring, F. Ringleder // Aviation Week & Space Technology. - 2007. - 7. maj. - S. 80-83 .
  26. Rincon, Paul Jupiter i rumbureauers seværdigheder . BBC News (20. februar 2009). Hentet 20. februar 2009. Arkiveret fra originalen 21. februar 2009.
  27. Cosmic Vision 2015-2025 Forslag (link ikke tilgængeligt) . ESA (21. juli 2007). Hentet 20. februar 2009. Arkiveret fra originalen 25. august 2011. 
  28. Bills, Bruce G. Frie og tvungne skævheder for Jupiters galileiske satellitter  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 175 , nr. 1 . - S. 233-247 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 . - .
  29. 1 2 3 4 Freeman, J. Ikke-Newtonsk stagnerende lågkonvektion og den termiske udvikling af Ganymedes og Callisto  // Planetary and Space Science  : journal  . - Elsevier , 2006. - Vol. 54 , nr. 1 . - S. 2-14 . - doi : 10.1016/j.pss.2005.10.003 . - . Arkiveret fra originalen den 24. august 2007. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Dato for adgang: 26. august 2011. Arkiveret fra originalen 24. august 2007. 
  30. Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduktion til rumvidenskab) . California State University, Fresno (29. februar 2000). Dato for adgang: 4. juli 2009. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012.
  31. Clark, RN Vandfrost og is: den nær-infrarøde spektrale reflektans 0,65–2,5 μm  //  Journal of Geophysical Research : journal. - 1981. - 10. april ( bd. 86 , nr. B4 ). - P. 3087-3096 . - doi : 10.1029/JB086iB04p03087 . - .
  32. Noll, KS Detektion af SO 2 på Callisto med Hubble-rumteleskopet (PDF) 1852. Lunar and Planetary Science XXXI (1996). Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012.
  33. T. B. McCord et al. Organiske stoffer og andre molekyler i overfladerne af Callisto og Ganymedes   // Videnskab . - 1997. - Bd. 278 , nr. 5336 . - S. 271-275 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.278.5336.271 .
  34. 1 2 Hibbitts, CA; McCord, T.B.; Hansen, GB Fordelinger af CO 2 og SO 2 på overfladen af ​​Callisto 1908. Lunar and Planetary Science XXXI (1998). Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012.
  35. Khurana, KK; et al. Inducerede magnetfelter som bevis for underjordiske oceaner i Europa og Callisto  (engelsk)  // Nature : journal. - 1998. - Bd. 395 , nr. 6704 . - S. 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  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2000. - Vol. 147 , nr. 2 . - s. 329-347 . - doi : 10.1006/icar.2000.6456 . - .
  37. Anderson, JD; Schubert, G., Jacobson, R.A. et al. Fordeling af sten, metaller og is i Callisto   // Videnskab . - 1998. - Bd. 280 , nr. 5369 . - S. 1573-1576 . - doi : 10.1126/science.280.5369.1573 . - . — PMID 9616114 . Arkiveret fra originalen den 26. september 2007. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 2. december 2019. Arkiveret fra originalen 26. september 2007. 
  38. Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implikationer fra Galileo-observationer om den indre struktur og kemi af de galileiske satellitter  // Icarus  :  tidsskrift. - Elsevier , 2002. - Vol. 157 , nr. 1 . - S. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
  39. 1 2 Zahnle, K.; Dones, L. Cratering rates on the Galilean Satellites   // Icarus . - Elsevier , 1998. - Vol. 136 , nr. 2 . - S. 202-222 . - doi : 10.1006/icar.1998.6015 . - . — PMID 11878353 . Arkiveret fra originalen den 27. februar 2008. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Dato for adgang: 25. august 2011. Arkiveret fra originalen den 27. februar 2008. 
  40. 1 2 3 4 Bender, K.C.; Rice, JW; Wilhelms, D.E.; Greeley, R. Geologisk kort over Callisto . - US Geological Survey, 1997. Arkiveret fra originalen den 24. januar 2015.
  41. Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (12.-16. marts 2001). "Frakturer, scarps og lineamenter på Callisto og deres korrelation med overfladeforringelse" (PDF) . 32. årlige Lunar and Planetary Science Conference . Arkiveret fra originalen (PDF) 2009-03-27 . Hentet 2011-08-25 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )
  42. 1 2 kontrolleret fotomosaikkort over Callisto JC 15M CMN . US Geological Survey. Arkiveret fra originalen den 30. maj 2012.
  43. Et historisk eksempel på en tidevandsødelæggelse af et himmellegeme, der fløj forbi Jupiter , er Comet Shoemaker-Levy 9 . Efterfølgende faldt dens fragmenter på Jupiter og efterlod 13 mørke gasstøvområder af betydelig størrelse på den synlige overflade af denne planet.
  44. Chapman, C.R.; Merline, WJ; Bierhaus, B.; et al. Populationer af små kratere på Europa, Ganymedes og Callisto: Indledende Galileo-billeddannelsesresultater (PDF) 1221. Lunar and Planetary Science XXXI (1997). Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012.
  45. Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 581 , nr. 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. - Vol. 124 , nr. 6 . - S. 3400-3403 . - doi : 10.1086/344307 . - .
  47. 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. Ved konvektion i is I skaller af ydre solsystemlegemer, med detaljeret ansøgning til Callisto  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 183 , nr. 2 . - S. 435-450 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 . - .
  48. 1 2 3 Nagel, Ka; Breuer, D.; Spohn, T. En model for den indre struktur, evolution og differentiering af Callisto  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 2 . - S. 402-412 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 . - .
  49. Barr, AC; Canup, RM Begrænsninger på gasgigant-satellitdannelse fra de indre tilstande af delvist differentierede satellitter  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2008. — 3. august ( bd. 198 , nr. 1 ). - S. 163-177 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.07.004 . - .
  50. Showman, A. P.; Malhotra, R. Tidevandsudvikling til Laplace-resonansen og genoplivningen af ​​Ganymedes  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1997. - Marts ( bind 127 , nr. 1 ). - S. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . — .
  51. Baldwin, E. Kometpåvirkninger forklarer Ganymedes-Callisto dikotomi . Astronomi nu online . Astronomy Now (25. januar 2010). Hentet 1. marts 2010. Arkiveret fra originalen 4. februar 2012.
  52. Barr, AC; Canup, R.M. (marts 2010). "Oprindelsen af ​​Ganymedes/Callisto dikotomien ved nedslag under et ydre solsystem sent kraftigt bombardement" (PDF) . 41. Lunar and Planetary Science Conference (2010) . Houston. Arkiveret fra originalen (PDF) 2011-06-05 . Hentet 2010-03-01 . Forældet parameter brugt |deadlink=( hjælp )
  53. Barr, AC; Canup, RM Oprindelsen af ​​Ganymedes-Callisto dikotomien ved påvirkninger under det sene kraftige bombardement  // Nature Geoscience  : journal  . - 2010. - 24. januar ( bind 3 , nr. marts 2010 ). - S. 164-167 . - doi : 10.1038/NGEO746 . - .
  54. Phillips, T. Callisto laver et stort plask (downlink) . Science@NASA (23. oktober 1998). Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012. 
  55. Francois, Raulin. Ekso-astrobiologiske aspekter af Europa og Titan: fra observationer til spekulationer  (engelsk)  // Space Science Reviews  : tidsskrift. - Springer , 2005. - Vol. 116 , nr. 1-2 . - S. 471-487 . - doi : 10.1007/s11214-005-1967-x . - .  (utilgængeligt link)
  56. 1 2 Vision for Space Exploration (PDF). NASA (2004). Arkiveret fra originalen den 4. februar 2012.
  57. James Oberg: Hvor er russerne på vej hen? Erschienen i Popular Mechanics , oktober 1982, S. 183
  58. Troutman, Patrick A.; Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A. Revolutionære koncepter for menneskelig ydre planetudforskning (HOPE  )  // American Institute of Physics Conference Proceedings: tidsskrift. - 2003. - 28. januar ( bind 654 ). - s. 821-828 . - doi : 10.1063/1.1541373 .
  59. USA.gov: Den amerikanske regerings officielle webportal (link ikke tilgængeligt) . Hentet 26. august 2011. Arkiveret fra originalen 2. juli 2012. 
  60. Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: Revolutionære koncepter for menneskelig ydre planetudforskning (HOPE). Arkiveret 22. oktober 2020 på Wayback Machine Veröffentlicht im februar 2003.

Litteratur

Links