كاليستو (القمر)

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 35 صور
الموسوعة الحرة

كاليستو
تم تصوير كاليستو بالألوان الحقيقية تقريبًا بواسطة مركبة الفضاء فوييجر 2 ، يوليو 1979
اكتشاف
تم اكتشافه بواسطةجاليليو جاليلي
سيمون ماريوس
تاريخ الاكتشاف7 يناير 1610 [1]
التسميات
نطق/ كəˈلɪس توʊ / ( كə- قائمة -أوه ) [ 2 ]​​​​
سميت على اسم
كالالاس كاليست
كوكب المشترى الرابع
الصفاتكاليستوان / ˌkælɪˈstoʊ .​​​​​​​​ ə ن / ( KAL -iss- TOH -ən )
إلخ (انظر النص)
الخصائص المدارية
نقطة الحضيض1,869,000 كم [أ]
أوج1,897,000 كم [ب]
1,882,700 كم [3]
غرابة0.0074 [3]
16.6890184  د [3]
8.204 كم/ثانية
الميل2.017 درجة (إلى مسار الشمس )
0.192 درجة (إلى مستويات لابلاس المحلية ) [3]
قمر صناعيكوكب المشترى
مجموعةالقمر الجليلي
الخصائص الجسدية
2,410.3 ± 1.5 كم (0.378 من الأرض) [4]
7.30 × 10 7  كم 2 (0.143 من الأرض) [ج]
مقدار5.9 × 10 10  كم 3 (0.0541 من الأرض) [د]
كتلة(1.075938 ± 0.000137) × 10 23  كجم (0.018 من الأرض) [4]
1.8344 ± 0.0034 جم/سم 3 (0.333 من الأرض) [4]
1.235  م/ث 2 (0.126 جم ) [هـ]
0.3549 ± 0.0042 [5]
2.441 كم/ثانية [ف]
متزامن [4]
<1° [6] (إلى خط استواء المشتري)
صعود مستقيم للقطب الشمالي
268.72 درجة [6]
انحراف القطب الشمالي
64.83 درجة [6]
البياض0.22 (هندسي) [7]
درجة حرارة السطح . دقيقة يقصد الأعلى
ك [7] 80 ± 5 134 ± 11 165 ± 5
5.65 ( معارضة ) [8]
أَجواء
ضغط السطح
0.75 ميكروباسكال (7.40 × 10 −12  ضغط جوي) [9]
التكوين حسب الحجم≈4 × 10 8  جزيئات/سم 3 من ثاني أكسيد الكربون ؛ [9]
حتى2 × 10 10  جزيئات/سم 3 الأكسجين الجزيئي (O2 ) [ 10]

كاليستو ( / kə ˈ lɪ s t oʊ / kə- LIST -oh )، أو المشتري الرابع ، هو ثاني أكبر قمر لكوكب المشتري ، بعد جانيميد . في النظام الشمسي، هو ثالث أكبر قمر بعد جانيميد وأكبر قمر لزحل تيتان ، ويكاد يكون بحجم أصغر كوكب عطارد . كاليستو، بقطر يبلغ 1.2 مليون كم (1.1 ميل)4,821 كم ، أي أكبر من قمر الأرض بحوالي الثلث ، ويدور حول كوكب المشتري في المتوسط ​​على مسافة1,883,000 كم ، أي ما يقرب من ستة أضعاف بعد القمر الذي يدور حول الأرض. وهو أبعد أقمار المشتري الأربعة الكبيرة عن الأرض، [3] والتي تم اكتشافها في عام 1610 باستخدام أحد التلسكوبات الأولى ، ويمكن رؤيتها من الأرض باستخدام المناظير الشائعة .

سطح كاليستو هو الأقدم والأكثر احتواءً على الحفر في النظام الشمسي. [11] سطحه مغطى بالكامل بحفر الاصطدام. [12] لا يظهر أي علامات على عمليات تحت السطح مثل الصفائح التكتونية أو البراكين ، مع عدم وجود علامات على حدوث نشاط جيولوجي بشكل عام على الإطلاق، ويُعتقد أنه تطور بشكل أساسي تحت تأثير الاصطدامات . [13] تشمل السمات السطحية البارزة هياكل متعددة الحلقات ، وحفر اصطدام ذات أشكال مختلفة ، وسلاسل من الحفر ( السلاسل ) والمنحدرات والتلال والرواسب المرتبطة بها . [ 13] على نطاق صغير، يكون السطح متنوعًا ويتكون من رواسب صقيع صغيرة ولامعة عند أطراف البقع المرتفعة، محاطة ببطانية ناعمة منخفضة الارتفاع من مادة داكنة. [7] يُعتقد أن هذا ناتج عن التدهور الناجم عن التسامي للأشكال الأرضية الصغيرة ، والذي تدعمه العجز العام في فوهات الاصطدام الصغيرة ووجود العديد من النتوءات الصغيرة، والتي تعتبر بقاياها. [14] الأعمار المطلقة للأشكال الأرضية غير معروفة. تتكون كاليستو من كميات متساوية تقريبًا من الصخور والجليد ، بكثافة تبلغ حوالي1.83 جم/سم 3 ، وهي أقل كثافة وجاذبية سطحية لأقمار المشتري الرئيسية. تشمل المركبات التي تم اكتشافها طيفيًا على السطح الجليد المائي ، [15] وثاني أكسيد الكربون ، والسيليكات والمركبات العضوية . كشف التحقيق الذي أجرته مركبة جاليليو الفضائية أن كاليستو قد يكون له قلب سيليكات صغير وربما محيط تحت السطح من الماء السائل [15] على أعماق أكبر من100 كم . [16] [17]

إنه ليس في رنين مداري مثل الأقمار الجليلية الثلاثة الأخرى - آيو وأوروبا وجانيميد - وبالتالي فهو لا يسخن بشكل ملحوظ . [18] إن دوران كاليستو مقيد مديًا بمداره حول المشتري، بحيث يواجه دائمًا نفس الاتجاه، مما يجعل المشتري يبدو معلقًا مباشرة فوق جانبه القريب. إنه أقل تأثرًا بالغلاف المغناطيسي للمشتري من الأقمار الداخلية الأخرى بسبب مداره الأكثر بعدًا، والذي يقع خارج حزام الإشعاع الرئيسي للمشتري. [19] [20] يحيط بكاليستو غلاف جوي رقيق للغاية يتكون من ثاني أكسيد الكربون [9] وربما الأكسجين الجزيئي ، [10] بالإضافة إلى غلاف أيوني مكثف إلى حد ما . [21] يُعتقد أن كاليستو قد تشكل عن طريق التراكم البطيء من قرص الغاز والغبار الذي أحاط بالمشتري بعد تكوينه. [22] أدى التراكم التدريجي لكاليستو ونقص التسخين المدّي إلى عدم توفر حرارة كافية للتمايز السريع . أدى الحمل الحراري البطيء في داخل كاليستو، والذي بدأ بعد فترة وجيزة من التكوين، إلى تمايز جزئي وربما إلى تكوين محيط تحت السطح على عمق 100-150 كم ونواة صخرية صغيرة . [ 23]

إن وجود محيط محتمل داخل كاليستو يترك احتمالية وجود حياة فيه مفتوحة . ومع ذلك، يُعتقد أن الظروف أقل ملاءمة من تلك الموجودة على أوروبا القريبة . [24] وقد درست كاليستو العديد من المسبارات الفضائية من بايونير 10 و 11 إلى جاليليو وكاسيني . ونظرًا لمستويات الإشعاع المنخفضة ، فقد اعتُبرت كاليستو منذ فترة طويلة الأكثر ملاءمة لتأسيس بعثات مأهولة مستقبلية محتملة لدراسة نظام المشتري. [ 25]

تاريخ

اكتشاف

تم اكتشاف كاليستو بشكل مستقل من قبل سيمون ماريوس وجاليليو جاليلي في عام 1610، إلى جانب الأقمار الثلاثة الكبيرة الأخرى للمشتري - جانيميد ، وآيو ، وأوروبا . [1]

اسم

كاليستو، مثل جميع أقمار المشتري، سُمي على اسم أحد عشاق زيوس العديدين أو الشركاء الجنسيين الآخرين في الأساطير اليونانية . كانت كاليستو حورية (أو، وفقًا لبعض المصادر، ابنة ليكاون ) كانت مرتبطة بإلهة الصيد، أرتميس . [26] اقترح الاسم سيمون ماريوس بعد اكتشاف كاليستو بفترة وجيزة. [27] نسب ماريوس الاقتراح إلى يوهانس كيبلر . [26]

"يُلام جوبيتر كثيرًا من قبل الشعراء بسبب حبه غير المنتظم. يُذكر بشكل خاص ثلاث فتيات تم خطبتهن سراً من قبل جوبيتر ونجحن. أيو ابنة نهر إيناكوس، وكاليستو من ليكاون، وأوروبا من أجينور. ثم كان هناك جانيميد، الابن الوسيم للملك تروس، الذي اتخذ جوبيتر شكل نسر، ونقله إلى السماء على ظهره، كما يروي الشعراء بشكل رائع... أعتقد، إذن، أنني لن أكون مخطئًا إذا أطلقت على الأول اسم إيو، والثانية أوروبا، والثالثة، بسبب عظمة نوره، وجانيميد، والرابع كاليستو..." [28] [29]

ومع ذلك، فقد فقدت أسماء أقمار جاليليو شعبيتها لفترة طويلة، ولم يتم إحياؤها في الاستخدام الشائع حتى منتصف القرن العشرين. في كثير من الأدبيات الفلكية السابقة، يُشار إلى كاليستو بتسميته بالأرقام الرومانية، وهو نظام قدمه جاليليو، باسم المشتري الرابع أو "القمر الرابع لكوكب المشتري". [30]

لا يوجد شكل صفة إنجليزي ثابت للاسم. الشكل الصفي للكلمة اليونانية Καλλιστῴ Kallistōi هو Καλλιστῴος Kallistōi-os ، والذي قد يتوقع المرء منه اللاتينية Callistōius والإنجليزية *Callistóian (بخمسة مقاطع لفظية)، بالتوازي مع Sapphóian (بأربعة مقاطع لفظية) لـ Sapphō i [31] و Letóian لـ Lētō i . [32] ومع ذلك، غالبًا ما يتم حذف الحرف iota من مثل هذه الأسماء اليونانية (راجع Inóan [33] من Īnō i [34] و Argóan [35] من Argō i [36] )، والواقع أن الشكل التناظري Callistoan موجود. [37] [38] [39] في فيرجيل، يظهر جذع مائل ثانٍ باللغة اللاتينية: Callistōn-، [40] لكن نادرًا ما ظهر Callistonian المقابل باللغة الإنجليزية. [41] يرى المرء أيضًا أشكالًا مخصصة ، مثل كاليستان ، [14] كاليستان [42 ] وكاليستيان . [43] [44]

المدار والدوران

أقمار جاليليو حول كوكب المشتري  كوكب  المشترى   أيو  ·   أوروبا  ·   جانيميد  ·   كاليستو
كاليستو (أسفل اليسار)، والمشتري (أعلى اليمين) وأوروبا (أسفل ويسار البقعة الحمراء العظيمة للمشتري ) كما تم رصدها بواسطة كاسيني-هويجنز

كاليستو هو القمر الأبعد بين الأقمار الجاليلية الأربعة لكوكب المشتري. يدور حول مسافة تبلغ حوالي 1,880,000 كم (26.3 ضعف نصف قطر كوكب المشتري نفسه الذي يبلغ 71,492 كم). [3] وهذا أكبر بكثير من نصف قطر المدار - 1,070,000 كم - للقمر الجاليل التالي الأقرب، جانيميد. ونتيجة لهذا المدار البعيد نسبيًا، لا يشارك كاليستو في الرنين متوسط ​​الحركة - حيث يتم قفل الأقمار الجاليلية الثلاثة الداخلية - وربما لم يحدث ذلك أبدًا. [18] ومن المتوقع أن يتم أسر كاليستو في الرنين في حوالي 1.5 مليار سنة، لإكمال سلسلة 1:2:4:8. [45]

مثل معظم الأقمار الكوكبية المنتظمة الأخرى، فإن دوران كاليستو متزامن مع مداره. [4] يبلغ طول يوم كاليستو، في نفس الوقت الذي تدور فيه دورته حول الشمس ، حوالي 16.7 يومًا أرضيًا. مداره شاذ قليلاً ويميل إلى خط استواء المشتري ، مع تغير الشذوذ والميل بشكل دوري تقريبًا بسبب الاضطرابات الجاذبية الشمسية والكوكبية على مقياس زمني يبلغ قرونًا. تتراوح نطاقات التغيير بين 0.0072-0.0076 و0.20-0.60 درجة على التوالي. [18] تتسبب هذه الاختلافات المدارية في تغير الميل المحوري (الزاوية بين المحورين الدوراني والمداري) بين 0.4 و1.6 درجة. [46]

العزلة الديناميكية لكاليستو تعني أنه لم يتم تسخينه بشكل ملحوظ على الإطلاق ، وهو ما له عواقب مهمة على بنيته الداخلية وتطوره . [ 47] كما تعني بعدها عن المشتري أن تدفق الجسيمات المشحونة من الغلاف المغناطيسي للمشتري على سطحه منخفض نسبيًا - حوالي 300 مرة أقل من، على سبيل المثال، من ذلك الموجود في أوروبا . وبالتالي، على عكس أقمار جاليليو الأخرى، كان لإشعاع الجسيمات المشحونة تأثير طفيف نسبيًا على سطح كاليستو. [19] يعادل مستوى الإشعاع على سطح كاليستو جرعة تبلغ حوالي 0.01 ريم (0.1 ميكروسيفرت ) في اليوم، وهو ما يزيد قليلاً عن عشرة أضعاف متوسط ​​إشعاع الخلفية للأرض، [48] [49] ولكنه أقل من الموجود في مدار أرضي منخفض أو على المريخ .

الخصائص الجسدية

تعبير

مقارنة حجم الأرض والقمر وكاليستو
الأطياف القريبة من الأشعة تحت الحمراء للسهول المظلمة المليئة بالفوهات (باللون الأحمر) وبنية تأثير أسكارد (باللون الأزرق)، والتي تُظهر وجود المزيد من الجليد المائي ( نطاقات الامتصاص من 1 إلى 2 ميكرومتر ) [50] ومواد صخرية أقل داخل أسكارد.

تشير الكثافة المتوسطة لكاليستو، 1.83 جم/سم 3 ، [4] إلى تكوين من أجزاء متساوية تقريبًا من المواد الصخرية والجليد المائي ، مع بعض الجليد المتطاير الإضافي مثل الأمونيا . [16] الكسر الكتلي للجليد هو 49-55٪. [16] [23] التركيب الدقيق لمكون صخور كاليستو غير معروف، ولكنه ربما يكون قريبًا من تكوين الكوندريتات العادية من النوع L / LL ، [16] والتي تتميز بإجمالي حديد أقل وحديد معدني أقل وأكسيد حديد أكثر من الكوندريتات H. نسبة وزن الحديد إلى السيليكون هي 0.9-1.3 في كاليستو، في حين أن النسبة الشمسية حوالي 1:8. [16]

تبلغ نسبة البياض لسطح كاليستو حوالي 20%. [7] ويُعتقد أن تركيب سطحه مشابه بشكل عام لتركيبه ككل. وقد كشف التحليل الطيفي للأشعة تحت الحمراء القريبة عن وجود نطاقات امتصاص جليد الماء عند أطوال موجية 1.04 و1.25 و1.5 و2.0 و3.0 ميكرومتر. [7] ويبدو أن الجليد المائي منتشر على سطح كاليستو، بنسبة كتلة تتراوح بين 25 و50%. [17] وقد كشف تحليل الأطياف عالية الدقة للأشعة تحت الحمراء القريبة والأشعة فوق البنفسجية التي تم الحصول عليها بواسطة مركبة جاليليو الفضائية ومن الأرض عن العديد من المواد غير الجليدية: سيليكات مائية تحتوي على المغنيسيوم والحديد ، [ 7] وثاني أكسيد الكربون ، [51] وثاني أكسيد الكبريت ، [52] وربما الأمونيا والعديد من المركبات العضوية . [17] [7] تشير البيانات الطيفية إلى أن سطح كاليستو غير متجانس للغاية على نطاق صغير. تختلط بقع صغيرة ساطعة من الجليد المائي النقي مع بقع من خليط من الصخور والجليد ومناطق مظلمة ممتدة مكونة من مادة غير جليدية. [7] [13]

سطح كاليستو غير متماثل: نصف الكرة الأمامي [g] أغمق من النصف الخلفي. وهذا يختلف عن الأقمار الجاليليّة الأخرى ، حيث يكون العكس صحيحًا. [7] يبدو أن نصف الكرة الخلفي [g] لكاليستو غني بثاني أكسيد الكربون ، بينما يحتوي نصف الكرة الأمامي على المزيد من ثاني أكسيد الكبريت . [53] تُظهر العديد من فوهات الاصطدام الحديثة مثل لوفن أيضًا إثراءً بثاني أكسيد الكربون. [53] بشكل عام، قد يكون التركيب الكيميائي للسطح، وخاصة في المناطق المظلمة، قريبًا من التركيب الموجود على الكويكبات من النوع D ، [13] التي تتكون أسطحها من مادة كربونية .

البنية الداخلية

نموذج للهيكل الداخلي لقمر كاليستو يظهر طبقة جليدية سطحية، وطبقة محتملة من الماء السائل، وطبقة داخلية من الجليد والصخور

يقع سطح كاليستو المتضرر فوق غلاف صخري بارد وصلب وجليدي يتراوح سمكه بين 80 و150 كم. [16] [23] قد يوجد محيط مالح بعمق 150-200 كم تحت القشرة ، [16] [23] كما أشارت دراسات المجالات المغناطيسية حول المشتري وأقماره. [54] [55] وُجد أن كاليستو يستجيب للمجال المغناطيسي الخلفي المتغير للمشتري مثل كرة موصلة تمامًا ؛ أي أن المجال لا يمكن أن يخترق داخل كاليستو، مما يشير إلى وجود طبقة من السوائل شديدة التوصيل داخلها بسمك لا يقل عن 10 كم. [55] من المرجح وجود محيط إذا كان الماء يحتوي على كمية صغيرة من الأمونيا أو أي مادة مضادة للتجمد أخرى ، تصل إلى 5٪ بالوزن. [23] في هذه الحالة يمكن أن يصل سمك طبقة الماء والجليد إلى 250-300 كم. [16] في حالة عدم وجود محيط، قد تكون الغلاف الصخري الجليدي أكثر سمكًا إلى حد ما، حتى حوالي 300 كيلومتر.

تحت الغلاف الصخري والمحيط المفترض، يبدو أن الجزء الداخلي من كاليستو ليس موحدًا تمامًا ولا متغيرًا بشكل خاص. تشير بيانات مسبار جاليليو [4] (خاصة عزم القصور الذاتي بلا أبعاد [h] -0.3549 ± 0.0042 - الذي تم تحديده أثناء التحليق القريب) إلى أنه إذا كان كاليستو في حالة توازن هيدروستاتيكي ، فإن الجزء الداخلي منه يتكون من صخور مضغوطة وجليد ، مع زيادة كمية الصخور مع العمق بسبب الترسيب الجزئي لمكوناتها. [16] [56] بعبارة أخرى، قد يكون كاليستو متمايزًا جزئيًا فقط . تتوافق كثافة وعزم القصور الذاتي لكاليستو المتوازن مع وجود نواة سيليكات صغيرة في مركز كاليستو. لا يمكن أن يتجاوز نصف قطر أي نواة من هذا القبيل 600 كم، وقد تتراوح الكثافة بين 3.1 و3.6 جم/سم 3 . [4] [16] في هذه الحالة، سيكون الجزء الداخلي من كاليستو متناقضًا تمامًا مع الجزء الداخلي من جانيميد ، والذي يبدو أنه مختلف تمامًا. [17] [57]

ومع ذلك، تشير إعادة تحليل بيانات جاليليو في عام 2011 إلى أن كاليستو ليس في حالة توازن هيدروستاتيكي. [58] في هذه الحالة، قد تكون بيانات الجاذبية أكثر اتساقًا مع كاليستو المتمايز بشكل أكثر شمولاً مع نواة سيليكات مائية. [59]

ميزات السطح

صورة التقطها غاليليو لسهول مليئة بالحفر، توضح التنعيم المحلي الشامل لسطح كاليستو

السطح القديم لكاليستو هو أحد أكثر الأسطح المليئة بالفوهات في النظام الشمسي. [60] في الواقع، كثافة الفوهات قريبة من التشبع: أي حفرة جديدة ستميل إلى محو حفرة قديمة. الجيولوجيا واسعة النطاق بسيطة نسبيًا؛ لا توجد جبال كبيرة أو براكين أو سمات تكتونية داخلية أخرى على كاليستو . [61] تعد فوهات الاصطدام والهياكل متعددة الحلقات - جنبًا إلى جنب مع الكسور والمنحدرات والرواسب المرتبطة بها - السمات الكبيرة الوحيدة التي يمكن العثور عليها على السطح. [13] [61]

يمكن تقسيم سطح كاليستو إلى عدة أجزاء مختلفة جيولوجيًا: السهول المليئة بالحفر، والسهول الفاتحة، والسهول الملساء الساطعة والمظلمة، ووحدات مختلفة مرتبطة بهياكل متعددة الحلقات وحفر الاصطدام. [13] [61] تشكل السهول المليئة بالحفر معظم مساحة السطح وتمثل الغلاف الصخري القديم، وهو مزيج من الجليد والمواد الصخرية. تشمل السهول الفاتحة حفر الاصطدام الساطعة مثل بور ولوفن ، بالإضافة إلى بقايا محذوفة من الحفر الكبيرة القديمة تسمى مخطوطات ، [i] الأجزاء المركزية من الهياكل متعددة الحلقات، والبقع المعزولة في السهول المليئة بالحفر. [13] يُعتقد أن هذه السهول الفاتحة عبارة عن رواسب صدمية جليدية. تشكل السهول الساطعة والناعمة جزءًا صغيرًا من سطح كاليستو وتوجد في مناطق التلال والوديان في تكوينات فالهالا وأسجارد وكبقع معزولة في السهول المليئة بالحفر. كان يُعتقد أنها مرتبطة بنشاط داخلي، لكن صور جاليليو عالية الدقة أظهرت أن السهول الساطعة والناعمة ترتبط بتضاريس شديدة التشقق والعقد ولا تظهر أي علامات على إعادة الظهور. [13] كشفت صور جاليليو أيضًا عن مناطق صغيرة ومظلمة وناعمة بتغطية إجمالية تقل عن 10000 كيلومتر مربع ، والتي يبدو أنها تحجب [ج] التضاريس المحيطة. إنها رواسب بركانية جليدية محتملة. [13] كل من السهول الفاتحة والناعمة المتنوعة أصغر سنًا إلى حد ما وأقل حفرًا من السهول الخلفية المليئة بالحفر. [13] [62]

فوهة الاصطدام هار ذات القبة المركزية. سلاسل من الفوهات الثانوية من تكوين فوهة تندر الأحدث في أعلى اليمين تقطع التضاريس.

تتراوح أقطار فوهات الاصطدام المرئية من 0.1 كم - وهو حد تحدده دقة التصوير - إلى أكثر من 100 كم، دون احتساب الهياكل متعددة الحلقات. [13] تتميز الفوهات الصغيرة، التي يقل قطرها عن 5 كم، بأشكال وعاء بسيطة أو أرضية مسطحة. وعادة ما يكون لتلك التي يتراوح قطرها بين 5 و40 كم ذروة مركزية. أما ميزات الاصطدام الأكبر، التي يتراوح قطرها بين 25 و100 كم، فتحتوي على حفر مركزية بدلاً من القمم، مثل فوهة تندر . [13] يمكن أن تحتوي أكبر الفوهات التي يزيد قطرها عن 60 كم على قباب مركزية، والتي يُعتقد أنها ناتجة عن الرفع التكتوني المركزي بعد الاصطدام؛ [13] وتشمل الأمثلة فوهات دوه وهار . يُظهر عدد صغير من فوهات الاصطدام الكبيرة جدًا - التي يزيد قطرها عن 100 كم - والمشرقة هندسة قبة شاذة. وهي ضحلة بشكل غير عادي وقد تكون شكلًا أرضيًا انتقاليًا للهياكل متعددة الحلقات، كما هو الحال مع ميزة تأثير لوفن . [13] فوهات كاليستو عادة ما تكون أضحل من تلك الموجودة على القمر .

صورة فوييجر 1 لفالهالا ، وهي بنية اصطدام متعددة الحلقات يبلغ قطرها 3800 كيلومتر

أكبر سمات التأثير على سطح كاليستو هي أحواض متعددة الحلقات. [13] [61] اثنان منها هائلان. فالهالا هي الأكبر، مع منطقة مركزية ساطعة يبلغ قطرها 600 كم، وحلقات تمتد لمسافة تصل إلى 1800 كم من المركز (انظر الشكل). [63] ثاني أكبرها هو أسكارد ، ويبلغ قطره حوالي 1600 كم. [63] ربما نشأت الهياكل متعددة الحلقات نتيجة لكسر مركزي بعد التأثير للغلاف الصخري الواقع على طبقة من المواد اللينة أو السائلة، وربما محيط. [37] السلاسل - على سبيل المثال غومول كاتينا - هي سلاسل طويلة من فوهات التأثير المصطفة في خطوط مستقيمة عبر السطح. ربما تكون قد نشأت عن أجسام تعطلت مديًا أثناء مرورها بالقرب من المشتري قبل التأثير على كاليستو، أو عن طريق تأثيرات مائلة للغاية. [13] كان المذنب شوماكر-ليفي 9 مثالاً تاريخيًا على التعطل .

كما ذكر أعلاه، توجد بقع صغيرة من الجليد المائي النقي مع انعكاس يصل إلى 80٪ على سطح كاليستو، محاطة بمادة أغمق بكثير. [7] أظهرت صور جاليليو عالية الدقة أن البقع الساطعة تقع بشكل أساسي على سمات السطح المرتفعة: حواف الحفرة والمنحدرات والتلال والنتوءات. [7] من المرجح أن تكون رواسب جليدية مائية رقيقة . عادة ما توجد المادة الداكنة في الأراضي المنخفضة المحيطة بالسمات الساطعة وتبدو ناعمة. غالبًا ما تشكل بقعًا يصل عرضها إلى 5 كم داخل أرضيات الحفرة وفي المنخفضات بين الحفر. [7]

يمكن رؤية انهيارين أرضيين يبلغ طولهما من 3 إلى 3.5 كيلومتر على الجانبين الأيمنين من أرضيات الحفرتين الكبيرتين على اليمين.

على مقياس أقل من كيلومتر، يكون سطح كاليستو أكثر تدهورًا من أسطح الأقمار الجليلية الجليدية الأخرى . [7] عادةً ما يكون هناك نقص في فوهات الاصطدام الصغيرة التي يقل قطرها عن كيلومتر واحد مقارنةً بالسهول المظلمة على جانيميد على سبيل المثال . [13] بدلاً من الفوهات الصغيرة، فإن السمات السطحية المنتشرة تقريبًا هي نتوءات وحفر صغيرة. [7] يُعتقد أن النتوءات تمثل بقايا حواف الحفرة المتدهورة من خلال عملية غير مؤكدة حتى الآن. [14] العملية المرشحة الأكثر ترجيحًا هي التسامي البطيء للجليد، والذي يتم تمكينه من خلال درجة حرارة تصل إلى 165  كلفن ، والتي يتم الوصول إليها عند نقطة تحت الشمس. [7] يتسبب مثل هذا التسامي للمياه أو المواد المتطايرة الأخرى من الجليد القذر الذي يشكل الأساس الصخري في تحلله. تشكل البقايا غير الجليدية انهيارات حطامية تنحدر من منحدرات جدران الحفرة. [14] غالبًا ما تُلاحظ مثل هذه الانهيارات الجليدية بالقرب من فوهات الاصطدام وداخلها وتُسمى "مآزر الحطام". [7] [13] [14] في بعض الأحيان، تُقطع جدران الفوهات بشقوق متعرجة تشبه الوادي تسمى "الوديان"، والتي تشبه بعض سمات سطح المريخ . [7] في فرضية التسامي الجليدي، يتم تفسير المادة المظلمة المنخفضة على أنها بطانية من الحطام غير الجليدي في المقام الأول، والتي نشأت من حواف الفوهات المتدهورة وغطت طبقة أساسية جليدية في الغالب.

يمكن تحديد الأعمار النسبية للوحدات السطحية المختلفة على كاليستو من كثافة الحفر الصدمية عليها. فكلما كان السطح أقدم، زادت كثافة تعداد الحفر. [64] لم يتم إجراء تأريخ مطلق، ولكن بناءً على اعتبارات نظرية، يُعتقد أن عمر السهول المليئة بالحفر يبلغ حوالي 4.5  مليار سنة، ويعود تاريخها تقريبًا إلى تكوين النظام الشمسي . تعتمد أعمار الهياكل متعددة الحلقات والحفر الصدمية على معدلات الحفر الخلفية المختارة ويقدرها مؤلفون مختلفون لتتراوح بين 1 و 4 مليارات سنة. [13] [60]

الغلاف الجوي والأيونوسفير

المجال المغناطيسي المستحث حول كاليستو

يتمتع كاليستو بغلاف جوي رقيق للغاية يتكون من ثاني أكسيد الكربون [9] وربما الأكسجين. وقد تم اكتشافه بواسطة مطياف رسم الخرائط بالأشعة تحت الحمراء القريبة من  جاليليو (NIMS) من خاصية الامتصاص الخاصة به بالقرب من الطول الموجي 4.2 ميكرومتر . ويقدر ضغط السطح بنحو 7.5 بيكو بار (0.75 ميكروباسكال ) وكثافة الجسيمات 4 × 10 8  سم -3 . ولأن مثل هذا الغلاف الجوي الرقيق سيضيع في حوالي أربع سنوات فقط (انظر الهروب الجوي ) ، فيجب تجديده باستمرار، ربما عن طريق التسامي البطيء لجليد ثاني أكسيد الكربون من القشرة الجليدية لكاليستو، [9] وهو ما يتوافق مع فرضية التسامي والتحلل لتكوين نتوءات السطح.

تم اكتشاف الغلاف الأيوني لكاليستو لأول مرة أثناء تحليق جاليليو ؛ [21] لا يمكن تفسير كثافة الإلكترون العالية التي تبلغ 7–17 × 10 4  سم -3 من خلال التأين الضوئي لثاني أكسيد الكربون الجوي وحده. وبالتالي، يُشتبه في أن الغلاف الجوي لكاليستو يهيمن عليه في الواقع الأكسجين الجزيئي (بكميات أكبر من ثاني أكسيد الكربون بنحو 10 إلى 100 مرة)
2). [10] ومع ذلك، لم يتم الكشف عن الأكسجين بشكل مباشر في الغلاف الجوي لكاليستو حتى الآن. وضعت الملاحظات باستخدام تلسكوب هابل الفضائي (HST) حدًا أعلى لتركيزه المحتمل في الغلاف الجوي، بناءً على عدم الكشف، وهو ما لا يزال متوافقًا مع قياسات الغلاف الأيوني. [65] في الوقت نفسه، كان تلسكوب هابل الفضائي قادرًا على الكشف عن الأكسجين المكثف المحاصر على سطح كاليستو. [66]

تم اكتشاف الهيدروجين الذري أيضًا في الغلاف الجوي لكاليستو من خلال تحليل حديث لبيانات تلسكوب هابل الفضائي لعام 2001. [67] تمت إعادة فحص الصور الطيفية الملتقطة في 15 و 24 ديسمبر 2001، وكشفت عن إشارة خافتة من الضوء المبعثر تشير إلى وجود هالة هيدروجين. إن السطوع المرصود من ضوء الشمس المبعثر في هالة الهيدروجين لكاليستو أكبر بحوالي مرتين عند ملاحظة نصف الكرة الأمامي. قد ينشأ هذا التباين من وفرة مختلفة للهيدروجين في كل من نصف الكرة الأمامي والخلفي. ومع ذلك، من المرجح أن ينشأ هذا الاختلاف نصفي الكرة في سطوع هالة الهيدروجين لكاليستو من انقراض الإشارة في الهالة الجيولوجية للأرض ، والتي تكون أكبر عند ملاحظة نصف الكرة الخلفي. [68]

تم تصميم الغلاف الجوي لكاليستو للحصول على فهم أفضل لتأثير التفاعلات الجزيئية التصادمية. [69] استخدم الباحثون طريقة حركية لنمذجة الاصطدامات بين العناصر المكونة للغلاف الجوي لكاليستو (ثاني أكسيد الكربون والأكسجين الجزيئي والهيدروجين الجزيئي). أخذ النمذجة في الاعتبار الامتزاز الحراري لهذه المركبات بسبب التعرض لأشعة الشمس والاختلافات الناتجة في درجة الحرارة على السطح. أظهرت المحاكاة أن كثافة الغلاف الجوي لكاليستو يمكن تفسيرها من خلال حبس الهيدروجين بواسطة الغازات الأثقل وثاني أكسيد الكربون والأكسجين. يوضح النموذج كيف تؤثر التفاعلات الحركية بين الجزيئات على الغلاف الجوي، على الرغم من وجود قيود من حيث المتغيرات المعتبرة. ترتبط الكثافات المحاكاة بالعتبات المتوقعة للكشف التجريبي. [70] [71]

الأصل والتطور

إن التمايز الجزئي لكاليستو (المستنتج على سبيل المثال من قياسات عزم القصور الذاتي) يعني أنه لم يتم تسخينه أبدًا بدرجة كافية لإذابة مكونه الجليدي. [23] لذلك، فإن النموذج الأكثر ملاءمة لتكوينه هو التراكم البطيء في السديم الفرعي منخفض الكثافة للمشتري - وهو قرص من الغاز والغبار كان موجودًا حول المشتري بعد تكوينه. [22] ستسمح مرحلة التراكم المطولة هذه بالتبريد لمواكبة تراكم الحرارة الناجم عن التأثيرات والتحلل الإشعاعي والانكماش إلى حد كبير، وبالتالي منع الذوبان والتمايز السريع. [22] يقع الإطار الزمني المسموح به لتكوين كاليستو إذن في نطاق 0.1 مليون إلى 10 ملايين سنة. [22]

منظر لكتل ​​جليدية متآكلة (أعلى) ومتآكلة في الغالب (أسفل) (ارتفاعها حوالي 100 متر)، ربما تكونت من بقايا اصطدام قديم

تم تحديد التطور الإضافي لكاليستو بعد التراكم من خلال توازن التسخين الإشعاعي والتبريد من خلال التوصيل الحراري بالقرب من السطح والحمل الحراري في الحالة الصلبة أو تحت الصلبة في الداخل. [47] تفاصيل الحمل الحراري في الحالة الصلبة في الجليد هي المصدر الرئيسي لعدم اليقين في نماذج جميع الأقمار الجليدية . ومن المعروف أنه يتطور عندما تكون درجة الحرارة قريبة بدرجة كافية من نقطة الانصهار ، بسبب اعتماد درجة الحرارة على لزوجة الجليد . [72] الحمل الحراري في الحالة الصلبة في الأجسام الجليدية هو عملية بطيئة مع حركات جليدية تبلغ حوالي سنتيمتر واحد في السنة، ولكنه في الواقع آلية تبريد فعالة للغاية على فترات زمنية طويلة. [72] يُعتقد أنه يستمر في ما يسمى بنظام الغطاء الراكد، حيث توصل الطبقة الخارجية الصلبة والباردة من كاليستو الحرارة دون الحمل الحراري، بينما يحمل الجليد الموجود تحتها في نظام تحت الصلب. [23] [72] بالنسبة لكاليستو، تتوافق الطبقة الموصلة الخارجية مع الغلاف الصخري البارد والصلب بسمك حوالي 100 كم. إن وجودها من شأنه أن يفسر عدم وجود أي علامات على النشاط الداخلي على سطح كاليستو. [72] [73] قد يكون الحمل الحراري في الأجزاء الداخلية من كاليستو متعدد الطبقات، لأنه تحت الضغوط العالية الموجودة هناك، يوجد الجليد المائي في مراحل بلورية مختلفة تبدأ من الجليد الأول على السطح إلى الجليد السابع في المركز. [47] ربما كان من الممكن أن يمنع ظهور الحمل الحراري تحت الصلب في المناطق الداخلية من كاليستو ذوبان الجليد على نطاق واسع وأي تمايز ناتج عن ذلك كان ليشكل نواة صخرية كبيرة ووشاحًا جليديًا . ومع ذلك، بسبب عملية الحمل الحراري، فإن الانفصال والتمييز البطيء والجزئي للصخور والجليد داخل كاليستو كان مستمرًا على مدى زمني يبلغ مليارات السنين وقد يستمر حتى يومنا هذا. [73]

إن الفهم الحالي لتطور كاليستو يسمح بوجود طبقة أو "محيط" من الماء السائل في داخلها. وهذا مرتبط بالسلوك الشاذ لدرجة حرارة ذوبان الطور الأول من الجليد، والتي تنخفض مع الضغط ، لتصل إلى درجات حرارة منخفضة تصل إلى 251 كلفن عند 2070 بار (207  ميجا باسكال ). [23] في جميع النماذج الواقعية لكاليستو، تكون درجة الحرارة في الطبقة بين 100 و200 كيلومتر في العمق قريبة جدًا من درجة حرارة الانصهار الشاذة هذه أو تتجاوزها قليلاً. [47] [72] [73] إن وجود كميات صغيرة من الأمونيا -حوالي 1-2٪ بالوزن- يكاد يضمن وجود السائل لأن الأمونيا من شأنها أن تخفض درجة حرارة الانصهار بشكل أكبر. [23]

على الرغم من أن كاليستو يشبه جانيميد في خصائصه الكلية إلى حد كبير، إلا أنه يبدو أن تاريخه الجيولوجي أبسط كثيرًا . ويبدو أن السطح قد تشكل بشكل أساسي من خلال التأثيرات والقوى الخارجية الأخرى . [13] وعلى عكس جانيميد المجاور بتضاريسه المتعرجة، لا يوجد دليل يذكر على النشاط التكتوني . [17] تشمل التفسيرات التي تم اقتراحها للتناقضات في التسخين الداخلي والتمايز والنشاط الجيولوجي الناتج بين كاليستو وجانيميد الاختلافات في ظروف التكوين، [74] والتسخين المدّي الأكبر الذي تعرض له جانيميد، [75] والتأثيرات الأكثر عددًا وحيوية التي ربما عانى منها جانيميد أثناء القصف الثقيل المتأخر . [76] [77] [78] يوفر التاريخ الجيولوجي البسيط نسبيًا لكاليستو لعلماء الكواكب نقطة مرجعية للمقارنة مع عوالم أخرى أكثر نشاطًا وتعقيدًا. [17]

قابلية السكن

من المتوقع أن يكون هناك حياة في المحيط تحت سطح كاليستو. مثل أوروبا وجانيميد ، وكذلك أقمار زحل إنسيلادوس وديون وتيتان وقمر نبتون تريتون ، [ 79] قد يتكون المحيط تحت السطحي المحتمل من الماء المالح .

من الممكن أن تزدهر الكائنات المحبة للملوحة في المحيط. [80] كما هو الحال مع أوروبا وجانيميد ، فقد تم طرح فكرة مفادها أن الظروف الصالحة للسكن وحتى الحياة الميكروبية خارج كوكب الأرض قد توجد في المحيط المالح تحت سطح كاليستو. [24] ومع ذلك، يبدو أن الظروف البيئية اللازمة للحياة أقل ملاءمة على كاليستو منها على أوروبا. الأسباب الرئيسية هي عدم وجود اتصال مع المواد الصخرية وانخفاض تدفق الحرارة من داخل كاليستو. [24] يتم تسخين محيط كاليستو فقط عن طريق الاضمحلال الإشعاعي، بينما يتم تسخين محيط أوروبا أيضًا عن طريق طاقة المد والجزر، لأنه أقرب كثيرًا إلى المشتري. [80] يُعتقد أنه من بين جميع أقمار المشتري، فإن أوروبا لديه أكبر فرصة لدعم الحياة الميكروبية . [24] [81]

استكشاف

ماضي

لم تساهم لقاءات بايونير 10 وبيونير 11 مع كوكب المشتري في أوائل السبعينيات إلا قليلاً من المعلومات الجديدة حول كاليستو مقارنة بما كان معروفًا بالفعل من الملاحظات القائمة على الأرض. [7] حدث الاختراق الحقيقي لاحقًا مع تحليق فوييجر 1 وفوييجر 2 في عام 1979. لقد صوروا أكثر من نصف سطح كاليستو بدقة 1-2 كم، وقاسوا درجة حرارته وكتلته وشكلها بدقة. [7] استمرت جولة ثانية من الاستكشاف من عام 1994 إلى عام 2003، عندما أجرت مركبة الفضاء جاليليو ثماني لقاءات قريبة مع كاليستو، وكان آخر تحليق خلال مدار C30 في عام 2001 على مسافة 138 كم من السطح. أكملت مركبة جاليليو التصوير العالمي للسطح وسلمت عددًا من الصور بدقة تصل إلى 15 مترًا لمناطق مختارة من كاليستو. [13] في عام 2000، التقطت مركبة كاسيني الفضائية أثناء توجهها إلى زحل أطيافًا تحت الحمراء عالية الجودة لأقمار جاليليو بما في ذلك كاليستو. [51] في فبراير ومارس 2007، التقط مسبار نيو هورايزونز أثناء توجهه إلى بلوتو صورًا وأطيافًا جديدة لكاليستو. [82]

استكشاف المستقبل

من المقرر أن تقوم ثلاث مركبات فضائية بزيارة كاليستو في المستقبل القريب.

سيقوم مستكشف أقمار المشتري الجليدية (JUICE) التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، والذي تم إطلاقه في 14 أبريل 2023، بإجراء 21 تحليقًا قريبًا من كاليستو بين عامي 2031 و2034. [83] [84]

ستقوم مركبة يوروبا كليبر التابعة لوكالة ناسا ، والتي تم إطلاقها في 14 أكتوبر 2024، بإجراء تسع عمليات تحليق قريبة من كاليستو بدءًا من عام 2030. [85]

من المقرر أن يتم إطلاق مركبة الفضاء الصينية تيانوين-4 إلى كوكب المشتري حوالي عام 2030 قبل الدخول في مدار حول كاليستو. [86] [87] [88]

مقترحات قديمة

كان من المقترح سابقًا إطلاق مهمة نظام يوروبا جوبيتر (EJSM) في عام 2020، وهي اقتراح مشترك من وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية لاستكشاف أقمار المشتري . في فبراير 2009، أُعلن أن وكالة الفضاء الأوروبية وناسا أعطتا هذه المهمة الأولوية قبل مهمة نظام تيتان زحل . [89] في ذلك الوقت، كانت مساهمة وكالة الفضاء الأوروبية لا تزال تواجه منافسة تمويلية من مشاريع وكالة الفضاء الأوروبية الأخرى. [90] تتألف EJSM من مسبار يوروبا جوبيتر الذي تقوده وكالة ناسا ومسبار جانيميد جوبيتر الذي تقوده وكالة الفضاء الأوروبية وربما مسبار الغلاف المغناطيسي للمشتري بقيادة وكالة استكشاف الفضاء اليابانية .

استكشاف طاقم محتمل وإيواء

انطباع الفنان عن قاعدة كاليستو [91]

في عام 2003 أجرت وكالة ناسا دراسة مفاهيمية تسمى استكشاف الكواكب الخارجية البشرية (HOPE) فيما يتعلق بالاستكشاف البشري المستقبلي للنظام الشمسي الخارجي . وكان الهدف الذي تم اختياره للنظر فيه بالتفصيل هو كاليستو. [25] [92]

اقترحت الدراسة قاعدة سطحية محتملة على كاليستو من شأنها إنتاج وقود الصواريخ لمزيد من استكشاف النظام الشمسي. [91] تشمل مزايا القاعدة على كاليستو انخفاض الإشعاع (بسبب بعدها عن المشتري) والاستقرار الجيولوجي. يمكن لمثل هذه القاعدة أن تسهل الاستكشاف عن بعد لأوروبا ، أو تكون موقعًا مثاليًا لمحطة طريق نظام المشتري لخدمة المركبات الفضائية المتجهة إلى أبعد في النظام الشمسي الخارجي، باستخدام مساعدة الجاذبية من تحليق قريب من المشتري بعد مغادرة كاليستو. [25]

في ديسمبر 2003، أعلنت وكالة ناسا أن إرسال مهمة مأهولة إلى كاليستو قد يكون ممكنًا في أربعينيات القرن الحادي والعشرين. [93]

انظر أيضا

ملحوظات

  1. ^ يتم اشتقاق نقطة الحضيض من المحور شبه الرئيسي ( أ ) والانحراف ( هـ ): .
  2. ^ الأوج مشتق من المحور شبه الرئيسي ( أ ) والانحراف ( هـ ): .
  3. ^ مساحة السطح المشتقة من نصف القطر ( r ): .
  4. ^ الحجم المشتق من نصف القطر ( r ): .
  5. ^ جاذبية السطح مشتقة من الكتلة ( م ) وثابت الجاذبية ( ج ) ونصف القطر ( ر ): .
  6. ^ سرعة الهروب المشتقة من الكتلة ( م ) وثابت الجاذبية ( ج ) ونصف القطر ( ر ): .
  7. ^ ab نصف الكرة الأمامي هو نصف الكرة المواجه لاتجاه الحركة المدارية؛ ونصف الكرة الخلفي هو نصف الكرة المواجه للاتجاه المعاكس.
  8. ^ عزم القصور الذاتي عديم الأبعاد المشار إليه هو ، حيث I هو عزم القصور الذاتي، وm هي الكتلة، و r هو أقصى نصف قطر. وهو 0.4 لجسم كروي متجانس، ولكنه أقل من 0.4 إذا زادت الكثافة مع العمق.
  9. ^ في حالة الأقمار الجليدية، يتم تعريف المخطوطات على أنها سمات سطحية دائرية ساطعة، ربما تكون فوهات اصطدام قديمة [13]
  10. ^ تعني كلمة "إمباير" الإغلاق أو المأوى، كما هو الحال في الخليج.

مراجع

  1. ^ أب جاليلي ، ج. (13 مارس 1610). سيديريوس نونسيوس .
  2. ^ "كاليستو". قاموس ليكسيكو الإنجليزي البريطاني . دار نشر جامعة أكسفورد . مؤرشف من الأصل في 22 مارس 2020.
  3. ^ abcdef "معلمات مدار القمر الصناعي الكوكبي المتوسطة". مختبر الدفع النفاث، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا. مؤرشف من الأصل في 3 نوفمبر 2013. تم الاسترجاع في 6 يوليو 2007 .
  4. ^ abcdefgh Anderson, JD; Jacobson, RA; McElrath, TP; Moore, WB; Schubert, G.; Thomas, PC (2001). "الشكل ونصف القطر المتوسط ​​وحقل الجاذبية والبنية الداخلية لكاليستو". Icarus . 153 (1): 157–161. Bibcode :2001Icar..153..157A. doi :10.1006/icar.2001.6664. S2CID  120591546.
  5. ^ شوبرت، جيه. أندرسون، جيه. دي. سبوهن، تي. ماكينون، دبليو. بي (2004). "التركيب الداخلي، البنية والديناميكيات للأقمار الصناعية الجليلية". في باجينال، ف. داولينج، تي. إي. ماكينون، دبليو. بي (المحررون). كوكب المشتري: الكوكب والأقمار الصناعية والمجال المغناطيسي. نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج. ص 281-306. رقم ISBN 978-0521035453. OCLC  54081598. مؤرشف من الأصل في 16 أبريل 2023. اطلع عليه بتاريخ 23 يوليو 2019 .
  6. ^ abc Archinal, BA; Acton, CH; A'Hearn, MF; Conrad, A.; Consolmagno, GJ; Duxbury, T.; Hestroffer, D.; Hilton, JL; Kirk, RL; Klioner, SA; McCarthy, D.; Meech, K.; Oberst, J.; Ping, J.; Seidelmann, PK (2018). "تقرير مجموعة عمل الاتحاد الفلكي الدولي المعنية بالإحداثيات الخرائطية والعناصر الدورانية: 2015". ميكانيكا السماوات وعلم الفلك الديناميكي . 130 (3): 22. رمز Bibcode : 2018CeMDA.130...22A. doi : 10.1007/s10569-017-9805-5. ISSN  0923-2958.
  7. ^ abcdefghijklmnopqrs Moore, Jeffrey M.; Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B.; et al. (2004). "Callisto" (PDF) . في Bagenal, Fran; Dowling, Timothy E.; McKinnon, William B. (eds.). Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere . مطبعة جامعة كامبريدج. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  8. ^ "الأقمار الصناعية الكلاسيكية للنظام الشمسي". مرصد أرفال. مؤرشف من الأصل في 9 يوليو 2011. تم استرجاعه في 13 يوليو 2007 .
  9. ^ abcde Carlson, RW; et al. (1999). "A Tenough 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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 3 أكتوبر 2008 . تم الاسترجاع في 10 يوليو 2007 . 
  10. ^ اي بي سي ليانغ، MC؛ لين، فرنك بلجيكي. بابالاردو، RT؛ وآخرون. (2005). "جو كاليستو". مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 110 (E2): E02003. بيب كود :2005JGRE..110.2003L. دوى : 10.1029/2004JE002322 .
  11. ^ "كاليستو – نظرة عامة – الكواكب – استكشاف النظام الشمسي التابع لوكالة ناسا". استكشاف النظام الشمسي التابع لوكالة ناسا . مؤرشف من الأصل في 28 مارس 2014.
  12. ^ Glenday, Craig (2013). Guinness Book of World Records 2014. Guinness World Records Limited. ص. 187. ISBN 978-1-908843-15-9.
  13. ^ abcdefghijklmnopqrstu v Greeley, R.; Klemaszewski, JE; Wagner, L.; et al. (2000). "وجهات نظر غاليليو حول جيولوجيا كاليستو". علوم الكواكب والفضاء . 48 (9): 829–853. رمز Bibcode :2000P&SS...48..829G. doi :10.1016/S0032-0633(00)00050-7.
  14. ^ abcde 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). "حركة الكتلة وتدهور تضاريس الأرض على الأقمار الصناعية الجليدية الجاليلية: نتائج مهمة جاليليو الاسمية". إيكاروس . 140 (2): 294–312. رمز Bibcode :1999Icar..140..294M. doi :10.1006/icar.1999.6132. مؤرشف من الأصل في 29 يناير 2019 . تم الاسترجاع بتاريخ 26 أغسطس 2018 .
  15. ^ أب تشانج، كينيث (12 مارس 2015). "فجأة، يبدو أن الماء موجود في كل مكان في النظام الشمسي". نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 9 مايو 2020. تم الاسترجاع في 12 مارس 2015 .
  16. ^ abcdefghij كوسكوف، OL؛ كرونرود، فيرجينيا (2005). “الهيكل الداخلي لأوروبا وكاليستو”. ايكاروس . 177 (2): 550-369. بيب كود :2005Icar..177..550K. دوى :10.1016/j.icarus.2005.04.014.
  17. ^ abcdef Showman, AP; Malhotra, R. (1 October 1999). "The Galilean Satellites". Science . 286 (5437): 77–84. doi :10.1126/science.286.5437.77. PMID  10506564. S2CID  9492520.
  18. ^ اي بي سي موسوتو، سوزانا؛ فارادي، فيرينك؛ مور، وليام. شوبرت، جيرالد (2002). “المحاكاة العددية لمدارات الأقمار الصناعية الجليلية”. ايكاروس . 159 (2): 500-504. بيب كود :2002Icar..159..500M. دوى :10.1006/icar.2002.6939.
  19. ^ ab 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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 16 يناير 2012 . تم الاسترجاع في 25 أكتوبر 2011 .
  20. ^ "استكشاف كوكب المشتري – JIMO – مسبار أقمار المشتري الجليدية – القمر كاليستو". سبيس توداي أونلاين. مؤرشف من الأصل في 26 يونيو 2018. تم الاسترجاع 11 أكتوبر 2014 .
  21. ^ ab Kliore, AJ; Anabtawi, A.; Herrera, RG; et al. (2002). "Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations" (PDF) . مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 107 (A11): 1407. Bibcode :2002JGRA..107.1407K. doi : 10.1029/2002JA009365 . hdl :2027.42/95670. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  22. ^ abcd Canup, Robin M. ; Ward, William R. (2002). "تكوين الأقمار الصناعية الجليلية: شروط التراكم" (PDF) . المجلة الفلكية . 124 (6): 3404–3423. رمز Bibcode :2002AJ....124.3404C. doi :10.1086/344684. S2CID  47631608. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  23. ^ abcdefghi Spohn, T.; Schubert, G. (2003). "المحيطات في الأقمار الصناعية الجليدية للمشتري؟" (PDF) . إيكاروس . 161 (2): 456–467. رمز Bibcode :2003Icar..161..456S. doi :10.1016/S0019-1035(02)00048-9. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  24. ^ abcd Lipps, Jere H.; Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. (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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 20 أغسطس 2008.
  25. ^ abc Trautman, Pat; Bethke, Kristen (2003). "Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)" (PDF) . ناسا. مؤرشف من الأصل (PDF) في 19 يناير 2012.
  26. ^ ab "أقمار المشتري". مشروع جاليليو. مؤرشف من الأصل في 11 فبراير 2012. تم الاسترجاع في 31 يوليو 2007 .
  27. ^ ماريوس ، س. (1614). Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. أرشفة من الأصلي في 29 سبتمبر 2019 . تم الاسترجاع 15 أبريل 2007 .
  28. ^ فان هيلدن، ألبرت (أغسطس 1994). "تسمية أقمار المشتري وزحل" (PDF) . النشرة الإخبارية لقسم علم الفلك التاريخي للجمعية الفلكية الأمريكية (32). مؤرشف من الأصل (PDF) في 7 ديسمبر 2022. تم الاسترجاع في 10 مارس 2023 .
  29. ^ ماريوس سيمون (1614). Mundus Iovialis: كشف MDCIX سنويًا عن رؤى بلجيكية، وهو عبارة عن قبة جوفياليوم السماوية، مع نظرية، وجدول. نورمبرغ: سمبتيبوس وتيبيس يوهانيس لوري. ص. B2، الصفحة اليمنى والظهر (الصورتان 35 و36)، مع وجود خطأ في الصفحة الأخيرة (الصورة 78). مؤرشفة من الأصلي في 2 يوليو 2020 . تم الاسترجاع في 30 يونيو 2020 .
  30. ^ برنارد، إي إي (1892). "اكتشاف ومراقبة قمر خامس للمشتري". المجلة الفلكية . 12 : 81-85. رمز Bibcode :1892AJ.....12...81B. doi :10.1086/101715.
  31. ^ The Thistle ، يناير 1903، المجلد الأول، العدد 2، ص 4
  32. ^ إي. آلان روبرتس (2013) شجاعة البراءة: (عذراء فيليروس) ، ص 191
  33. ^ جورج ستيوارت (1882) الأناشيد والجورجيات والموريتوم لفيرجيل ، ص 271
  34. ^ إينو تشارلتون ت. لويس وتشارلز شورت. مشروع القاموس اللاتيني عن برسيوس .
  35. ^ نوح ويبستر (1832) قاموس اللغة الإنجليزية
  36. ^ أرغو. تشارلتون ت. لويس وتشارلز شورت. مشروع القاموس اللاتيني عن برسيوس .
  37. ^ ab Klemaszewski, JA; Greeley, R. (2001). "Geological Evidence for an Ocean on Callisto" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. p. 1818. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  38. ^ ستيفن كروفت (1985) "أحواض حلقات التموج على جانيميد وكاليستو"، [المصدر نفسه] ص 206.
  39. ^ ديفيد م. هارلاند (2000) رحلة المشتري: قصة مهمة جاليليو التابعة لوكالة ناسا ، ص 165
  40. ^ Genitive Callistūs أو Callistōnis . Callisto. تشارلتون ت. لويس وتشارلز شورت. مشروع القاموس اللاتيني عن بيرسيوس .
  41. ^ إشعارات شهرية للجمعية الفلكية الملكية ، المجلد 71، 1911
  42. ^ ب. ليوناردي (1982)، النتائج الجيولوجية لعشرين عامًا من المشاريع الفضائية: أقمار المشتري وزحل، في جيولوجيا رومانا، ص 468.
  43. ^ بيير توماس وفيليب ماسون (1985) "تكتونيات بنية فاهالا في كاليستو"، تقارير برنامج الجيولوجيا الكوكبية والجيوفيزياء – 1984 ، مذكرة ناسا الفنية 87563، ص 535
  44. ^ جان بيير بورج وماري فورد (1997) نشوء الجبال عبر الزمن ، ص 55
  45. ^ لاري، جياكومو؛ سيلينفيست، ميلين؛ فينوتشي، ماركو (2020). "التطور الطويل الأمد للأقمار الصناعية الجليلية: التقاط كاليستو في الرنين". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 639 : A40. arXiv : 2001.01106 . Bibcode :2020A&A...639A..40L. doi :10.1051/0004-6361/202037445. S2CID  209862163. مؤرشف من الأصل في 11 يونيو 2022. تم الاسترجاع 1 أغسطس 2022 .
  46. ^ بيلز، بروس ج. (2005). "الزوايا الحرة والقسرية للأقمار الجليلية لكوكب المشتري". إيكاروس . 175 (1): 233–247. Bibcode :2005Icar..175..233B. doi :10.1016/j.icarus.2004.10.028. مؤرشف من الأصل في 27 يوليو 2020. تم الاسترجاع في 26 أغسطس 2018 .
  47. ^ abcd Freeman, J. (2006). "Non-Newtonian staganant 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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 24 أغسطس 2007.
  48. ^ اللجنة العلمية للأمم المتحدة المعنية بآثار الإشعاع الذري. نيويورك: الأمم المتحدة. 2008. ص 4. ISBN 978-92-1-142274-0. مؤرشف من الأصل في 16 يوليو 2019 . اطلع عليه بتاريخ 5 يناير 2017 .
  49. ^ Ringwald, Frederick A. (29 February 2000). "SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)". جامعة ولاية كاليفورنيا، فريسنو. مؤرشف من الأصل في 25 يوليو 2008. تم الاسترجاع في 4 يوليو 2009 .
  50. ^ كلارك، ر.ن. (10 أبريل 1981). "الصقيع المائي والجليد: الانعكاس الطيفي للأشعة تحت الحمراء القريبة 0.65–2.5 ميكرومتر". مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 86 (ب4): 3087–3096. رمز المرجع : 1981JGR....86.3087C. doi : 10.1029/JB086iB04p03087. مؤرشف من الأصل في 6 يونيو 2011. تم الاسترجاع في 3 مارس 2010 .
  51. ^ ab Brown, RH; Baines, KH; Bellucci, G.; Bibring, JP.; Buratti, BJ; Capaccioni, F.; Cerroni, P.; Clark, RN; Coradini, A.; Cruikshank, DP; Drossart, P.; Formisano, V.; Jaumann, R.; Langevin, Y.; Matson, DL; McCord, TB; Mennella, V.; Nelson, RM; Nicholson, PD; Sicardy, B.; Sotin, C.; Amici, S.; Chamberlain, MA; Filacchione, G.; Hansen, G.; Hibbitts, K.; Showalter, M. (2003). "الملاحظات باستخدام مطياف رسم الخرائط المرئية والأشعة تحت الحمراء (VIMS) أثناء تحليق كاسيني بالقرب من كوكب المشتري". إيكاروس . 164 (2): 461-470. بيب كود :2003Icar..164..461B. دوى :10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
  52. ^ Noll, KS (1996). "اكتشاف ثاني أكسيد الكبريت على كاليستو باستخدام تلسكوب هابل الفضائي" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. p. 1852. مؤرشف من الأصل (PDF) في 4 يونيو 2016. تم الاسترجاع في 25 يوليو 2007 .
  53. ^ ab Hibbitts, CA; McCord, TB; Hansen, GB (1998). "Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. p. 1908. مؤرشف من الأصل (PDF) في 4 يونيو 2016. تم الاسترجاع في 10 يوليو 2007 .
  54. ^ Khurana, KK; Kivelson, MG; Stevenson, DJ; Schubert, G.; Russell, CT; Walker, RJ; 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. S2CID  4424606. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  55. ^ ab Zimmer, C.; Khurana, KK; 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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022. 
  56. ^ Anderson, JD; Schubert, G.; Jacobson, RA; Lau, EL; Moore, WB; Sjo Gren, WL (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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 26 سبتمبر 2007.
  57. ^ 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.
  58. ^ مونتوكس، ج. توبي، ج.؛ تشوبليت، G.؛ لو فيوفر، م. (2014). "هل يمكن للأقمار الجليدية الكبيرة أن تتراكم بشكل غير متمايز؟" (بي دي إف) . ايكاروس . 237 : 377-387. بيب كود :2014Icar..237..377M. دوى :10.1016/j.icarus.2014.04.041. S2CID  46172826. أرشفة (PDF) من الأصلي في 9 أكتوبر 2022.
  59. ^ كاستيلو روجيز، جيه سي؛ وآخرون (2011). "ما مدى اختلاف كاليستو" (PDF) . المؤتمر العلمي القمري والكواكبي الثاني والأربعون (1608): 2580. رمز Bibcode :2011LPI....42.2580C. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022. تم الاسترجاع في 2 يناير 2020 .
  60. ^ ab 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. مؤرشف من الأصل (PDF) في 27 فبراير 2008.
  61. ^ abcd Bender, KC; Rice, JW; Wilhelms, DE; Greeley, R. (1997). "Geological map of Callisto". ملخصات المؤتمر الخامس والعشرين لعلوم القمر والكواكب . 25 : 91. Bibcode :1994LPI....25...91B. مؤرشف من الأصل في 24 يناير 2015. تم الاسترجاع في 28 أغسطس 2017 .
  62. ^ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (12–16 March 2001). Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation (PDF) . المؤتمر السنوي الثاني والثلاثون لعلوم القمر والكواكب . مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  63. ^ ab خريطة فسيفسائية ضوئية مُتحكم بها لـ Callisto JC 15M CMN (Map) (طبعة 2002). هيئة المسح الجيولوجي الأمريكية. مؤرشف من الأصل في 9 مايو 2013. تم الاسترجاع في 17 أبريل 2007 .
  64. ^ Chapman, CR; Merline, WJ; Bierhaus, B.; et al. (1997). "Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results" (PDF) . Lunar and Planetary Science XXXI. p. 1221. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  65. ^ ستروبل، داريل ف.؛ ساور، جواكيم؛ فيلدمان، بول د.؛ وآخرون (2002). "البحث عن غلاف جوي على كاليستو باستخدام مطياف التصوير الفضائي لتلسكوب هابل: محث أحادي القطب على كوكب المشتري". مجلة الفيزياء الفلكية . 581 (1): L51–L54. رمز المرجع : 2002ApJ...581L..51S. doi : 10.1086/345803 .
  66. ^ سبنسر، جون ر.؛ كالفن، ويندي م. (2002). "الأكسجين المكثف على أوروبا وكاليستو" (PDF) . المجلة الفلكية . 124 (6): 3400-3403. رمز Bibcode :2002AJ....124.3400S. doi :10.1086/344307. S2CID  51792560. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  67. ^ روث، لورينز؛ وآخرون. (27 مايو 2017). "اكتشاف هالة هيدروجينية في كاليستو". مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب . 122 (5): 1046-1055. رمز Bibcode :2017JGRE..122.1046R. doi :10.1002/2017JE005294. S2CID  125830948.
  68. ^ ألداي، خوان؛ روث، لورينز؛ إيفتشينكو، نيكولاي؛ ريذرفورد، كورت د؛ بيكر، تريسي م؛ مولينوكس، فيليبا؛ ساور، جواكيم (15 نوفمبر 2017). "قيود جديدة على هالة الهيدروجين في جانيميد: تحليل انبعاثات ليمان-ألفا التي رصدها تلسكوب هابل الفضائي/تلسكوب ستيس بين عامي 1998 و2014". علوم الكواكب والفضاء . 148 : 35-44. رمز المرجع : 2017P&SS..148...35A. doi : 10.1016/j.pss.2017.10.006. ISSN  0032-0633.
  69. ^ كاربيري موجان، شين ر.؛ تاكر، أورينثال ج.؛ جونسون، روبرت إي.؛ سرينيفاسان، كاتيبالي ر.؛ كومار، سونيل (1 ديسمبر 2020). "تأثير الاصطدامات والهروب الحراري في الغلاف الجوي لكاليستو". إيكاروس . 352 : 113932. رمز Bibcode : 2020Icar..35213932C. doi : 10.1016/j.icarus.2020.113932 . ISSN  0019-1035. S2CID  225656570.
  70. ^ كاربيري موجان ، شين ر. تاكر، أورنثال J.؛ جونسون، روبرت E.؛ فوربرجر، أودري؛ جالي، أندريه. مارشاند، بينوا؛ تافوني، أنجيلو؛ كومار، سونيل. شاهين، اسكندر؛ سرينيفاسان ، كاتيبالي ر. (1 نوفمبر 2021). “أجواء تصادمية ضعيفة على كاليستو”. ايكاروس . 368 : 114597. أرخايف : 2107.12341 . بيب كود :2021Icar..36814597C. دوى :10.1016/j.icarus.2021.114597. ISSN  0019-1035. S2CID  236428141.
  71. ^ ألكسندر، فرانسيس جيه؛ جارسيا، أليخاندرو إل. (1997). "طريقة المحاكاة المباشرة لمونت كارلو". الحاسبات في الفيزياء . 11 (6): 588. رمز Bibcode :1997ComPh..11..588A. doi : 10.1063/1.168619 .
  72. ^ abcde McKinnon, William B. (2006). "On convection in ice I shells of external Solar System objects, with detailed application to Callisto". Icarus . 183 (2): 435–450. Bibcode :2006Icar..183..435M. doi :10.1016/j.icarus.2006.03.004.
  73. ^ abc Nagel, Ka; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). "نموذج للبنية الداخلية والتطور والتمايز لكاليستو". Icarus . 169 (2): 402–412. Bibcode :2004Icar..169..402N. doi :10.1016/j.icarus.2003.12.019.
  74. ^ Barr, AC; Canup, RM (3 أغسطس 2008). "Constraints on gas giant satellite formation from the inner states of partial differented satellites". Icarus . 198 (1): 163–177. Bibcode :2008Icar..198..163B. doi :10.1016/j.icarus.2008.07.004.
  75. ^ شومان، أ. ب. مالهوترا، ر. (مارس 1997). "التطور المدّي إلى رنين لابلاس وإعادة ظهور جانيميد". إيكاروس . 127 (1): 93-111. رمز Bibcode :1997Icar..127...93S. doi :10.1006/icar.1996.5669. S2CID  55790129.
  76. ^ بالدوين، إي. (25 يناير 2010). "تأثيرات المذنبات تفسر ثنائية جانيميد-كاليستو". علم الفلك الآن . مؤرشف من الأصل في 30 يناير 2010. تم الاسترجاع في 1 مارس 2010 .
  77. ^ Barr, AC; Canup, RM (March 2010). Origin of the Ganymede/Callisto diotomy by impacts during an external solar system late heavy bombardment (PDF) . المؤتمر الحادي والأربعون لعلوم القمر والكواكب (2010) . هيوستن. مؤرشف من الأصل (PDF) في 5 يونيو 2011 . تم الاسترجاع في 1 مارس 2010 .
  78. ^ Barr, AC; Canup, RM (24 January 2010). "أصل ثنائية جانيميد-كاليستو من خلال الاصطدامات أثناء القصف الثقيل المتأخر" (PDF) . Nature Geoscience . 3 (مارس 2010): 164–167. Bibcode :2010NatGe...3..164B. doi :10.1038/NGEO746. مؤرشف من الأصل (PDF) في 1 مارس 2021. تم الاسترجاع في 12 أبريل 2020 .
  79. ^ نيمو، فرانسيس (15 يناير 2015). "تزويد النشاط الجيولوجي الأخير لتريتون بالطاقة من خلال المد والجزر المائل: الآثار المترتبة على جيولوجيا بلوتو" (PDF) . إيكاروس . 246 : 2–10. رمز Bibcode : 2015Icar..246....2N. doi : 10.1016/j.icarus.2014.01.044. S2CID  40342189. مؤرشف من الأصل (PDF) في 27 يوليو 2020. تم الاسترجاع في 12 أبريل 2020 .
  80. ^ ab Phillips, Tony (23 October 1998). "Callisto makes a big splash". ناسا. مؤرشف من الأصل في 28 مايو 2019. تم الاسترجاع في 15 أغسطس 2015 .
  81. ^ فرانسوا، راولين (2005). "الجوانب الفلكية البيولوجية الخارجية لأوروبا وتيتان: من الملاحظات إلى التكهنات". مراجعات علوم الفضاء . 116 (1-2): 471-487. رمز Bibcode :2005SSRv..116..471R. doi :10.1007/s11214-005-1967-x. S2CID  121543884.
  82. ^ مورينغ، ف. (7 مايو 2007). "Ring Leader". Aviation Week & Space Technology : 80–83. مؤرشف من الأصل في 8 يوليو 2022. تم الاسترجاع في 30 سبتمبر 2020 .
  83. ^ "ESA Science & Technology – JUICE". ESA . ​​8 نوفمبر 2021. مؤرشف من الأصل في 21 سبتمبر 2019 . تم الاسترجاع 10 نوفمبر 2021 .
  84. ^ آموس، جوناثان (2 مايو 2012). "وكالة الفضاء الأوروبية تختار مسبار جوس بقيمة مليار يورو لإرساله إلى كوكب المشتري". بي بي سي نيوز أونلاين . مؤرشف من الأصل في 11 مايو 2020. تم الاسترجاع في 2 مايو 2012 .
  85. ^ "يوروبا كليبر". ناسا .{{cite web}}:CS1 maint: url-status ( الرابط )
  86. ^ تيريزا، دينا (23 سبتمبر 2022). "المسبار الصيني تيانوين 4 يستهدف كوكبي المشتري وأورانوس بمركبتين فضائيتين على صاروخ واحد". interestingengineering.com . تم الاسترجاع في 17 أبريل 2023 .
  87. ^ "الصين تكشف عن خططها لإرسال مركبة فضائية إلى كوكبي المشتري وأورانوس". تايم . 23 سبتمبر 2022. تم الاسترجاع 17 أبريل 2023 .
  88. ^ نشر أندرو جونز (22 سبتمبر 2022). "الصين تريد استكشاف أورانوس والمشتري بمركبتين فضائيتين على صاروخ واحد". Space.com . تم الاسترجاع في 17 أبريل 2023 .
  89. ^ رينكون، بول (20 فبراير 2009). "كوكب المشتري في مرمى وكالات الفضاء". بي بي سي نيوز . مؤرشف من الأصل في 21 فبراير 2009. استرجاع 20 فبراير 2009 .
  90. ^ "مقترحات الرؤية الكونية 2015-2025". وكالة الفضاء الأوروبية. 21 يوليو 2007. مؤرشف من الأصل في 2 سبتمبر 2011. تم الاسترجاع 20 فبراير 2009 .
  91. ^ "رؤية لاستكشاف الفضاء" (PDF) . ناسا . 2004. مؤرشف من الأصل (PDF) في 9 أكتوبر 2022.
  92. ^ تروتمان، باتريك أ.؛ بيثكي، كريستين؛ ستيلواجن، فريد؛ كالدويل، داريل إل. الابن؛ مانفي، رام؛ ستريكلاند، كريس؛ كريزان، شون أ. (28 يناير 2003). "المفاهيم الثورية لاستكشاف الكواكب الخارجية البشرية (الأمل)". وقائع مؤتمر المعهد الأمريكي للفيزياء الفلكية . 654 : 821-828. رمز Bibcode : 2003AIPC..654..821T. doi : 10.1063/1.1541373. hdl : 2060/20030063128 . S2CID  109235313.
  93. ^ "الدفع الكهربائي النووي عالي الطاقة MPD (NEP) لمهمات الجاذبية الاصطناعية HOPE إلى كاليستو" (PDF) . ناسا . 2003. مؤرشف من الأصل (PDF) في 5 مارس 2012. تم الاسترجاع في 25 يونيو 2009 .
يوجد في ويكيميديا ​​كومنز وسائط متعددة متعلقة بـ كاليستو.
  • ملف تعريفي لكاليستو في موقع استكشاف النظام الشمسي التابع لوكالة ناسا
  • صفحة كاليستو في The Nine Planets
  • صفحة كاليستو في مجلة Views of the Solar System
  • قاعدة بيانات فوهة كاليستو من معهد القمر والكواكب
  • صور لكاليستو في مجلة التصوير الكوكبي التابعة لمختبر الدفع النفاث
  • فيلم عن دورة كاليستو من الإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي
  • خريطة كاليستو مع أسماء المعالم من مجلة الصور الكوكبية
  • تسمية كاليستو وخريطة كاليستو مع أسماء المعالم من صفحة تسمية الكواكب التابعة لهيئة المسح الجيولوجي الأمريكية
  • صور ثلاثية الأبعاد ومقاطع فيديو تحليقية التقطها بول شينك لقمر كاليستو وغيره من أقمار النظام الشمسي الخارجي
  • خريطة تفاعلية للقمر من جوجل كاليستو ثلاثية الأبعاد
تم الاسترجاع من "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=قمر_كاليستو&oldid=1252674619"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate