Callisto (satellit)

Callisto ( lat.  Callisto ; annan grekisk Καλλιστώ ) är Jupiters näst största satellit (efter Ganymedes ), en av de fyra galileiska satelliterna och den längst avlägsna bland dem från planeten [3] . Det är den tredje största månen i solsystemet efter Ganymedes och Titan . Den upptäcktes 1610 av Galileo Galilei , uppkallad efter karaktären av antik grekisk mytologi  - Callisto , Zeus älskarinna .

På grund av den låga nivån av bakgrundsstrålning i närheten av Callisto och dess storlek, föreslås det ofta att man etablerar en station som ska tjäna för mänsklighetens vidare utforskning av Jupitersystemet [9] . För 2015 erhölls huvuddelen av kunskapen om denna satellit av Galileo -apparaten ; andra AMS  - Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Cassini och New Horizons - studerade satelliten under flygningen till andra objekt.

Grundläggande information

Callisto är en synkron satellit : dess rotationsperiod runt sin axel är lika med dess omloppsperiod, så den är alltid vänd mot Jupiter på ena sidan (den är i tidvattenfångst ). Eftersom Callisto inte är i högfrekvent omloppsresonans med andra stora satelliter, orsakar störningar från Io , Europa , Ganymedes inte en ökning av excentriciteten i dess omloppsbana och leder inte till tidvattenuppvärmning på grund av interaktion med den centrala planeten [10] .

Callisto är den tredje största månen i solsystemet , och i Jupiters satellitsystem, den näst största efter Ganymedes . Diametern på Callisto är cirka 99% av Merkurius diameter , och massan är bara en tredjedel av denna planets massa. Callisto har en medeldensitet på cirka 1,83 g/cm 3 och består av ungefär lika stora mängder sten och is. Spektroskopi avslöjade vattenis , koldioxid , silikater och organiska ämnen på ytan av Callisto .

Callisto påverkas mindre av Jupiters magnetosfär än dess närmare satelliter, eftersom den är tillräckligt långt borta från den [11] . Den är täckt med många kratrar , vilket indikerar den höga åldern på dess yta. Det finns praktiskt taget inga spår av underjordiska processer (till exempel tektoniska eller vulkaniska ), och uppenbarligen spelar nedslag av meteoriter och större föremål huvudrollen i bildandet av reliefen på satelliten [12] . Det mest karakteristiska kännetecknet för Callistos yta är strukturer med flera ringar (" cirkusar "), såväl som ett stort antal nedslagskratrar av olika former, av vilka några bildar kedjor och sluttningar, åsar och avlagringar associerade med alla dessa strukturer [12] . Satellitens lågland kännetecknas av ett utjämnat landskap och en mörkare färg, medan de övre delarna av höglandet är täckta av ljus rimfrost [5] . Ett relativt litet antal små kratrar jämfört med stora, liksom en märkbar förekomst av kullar, indikerar en gradvis utjämning av satellitreliefen genom sublimeringsprocesser [13] . Den exakta åldern på Callisto geostrukturer är okänd.

Callisto omges av en extremt sällsynt atmosfär bestående av koldioxid [7] och möjligen molekylärt syre [8] , samt en relativt kraftfull jonosfär [14] .

Callisto tros ha bildats genom långsam ackretion från en skiva av gas och damm som omgav Jupiter efter dess bildande [15] . På grund av satellitens låga masstillväxt och svag tidvattenuppvärmning var temperaturen i dess inre otillräcklig för deras differentiering. Men strax efter början av bildandet av Callisto började en långsam konvektion inuti den , vilket ledde till partiell differentiering - bildandet av ett hav under ytan på ett djup av 100–150 km och en liten silikatkärna [16] . Enligt mätningar gjorda ombord på rymdfarkosten Galileo överstiger djupet av det underjordiska lagret av flytande vatten 100 km [17] [18] . Närvaron av ett hav i Callistos tarmar gör denna satellit till en av de möjliga platserna för närvaron av utomjordiskt liv . Förutsättningarna för uppkomst och upprätthållande av liv baserat på kemosyntes är dock mindre gynnsamma på Callisto än på Europa [19] .

Upptäckt och namngivning

Callisto upptäcktes av Galileo Galilei i januari 1610 tillsammans med tre andra stora satelliter från Jupiter ( Io , Europa och Ganymedes ) [2] och fick sitt namn, liksom andra galileiska satelliter , för att hedra en av den antika grekiska guden Zeus älskade. . Callisto var en nymf (enligt andra källor - dottern till Lycaon ), nära jaktgudinnan Artemis [20] . Namnet på satelliten föreslogs av Simon Marius kort efter upptäckten [21] . Marius tillskrev detta förslag till Johannes Kepler [20] . De moderna namnen på de galileiska satelliterna fick dock inte stor användning förrän i mitten av 1900-talet. I mycket tidig astronomisk litteratur hänvisas Callisto till som Jupiter IV (enligt systemet som föreslagits av Galileo) eller som "Jupiters fjärde satellit" [22] . Adjektivet från satellitens namn kommer att vara "Kallistonian"[ förtydliga ] [23] .

Forskning

Flygningen nära Jupiter på 1970-talet av Pioneer -10 och Pioneer-11 AMS utökade endast något lite förståelsen av Callistos yta och inre struktur jämfört med vad som var känt om det tack vare markbaserade observationer [5] . Ett verkligt genombrott var studien av satelliten av rymdfarkosterna Voyager 1 och 2 under deras förbiflygning av Jupiter 1979-1980. De fotograferade mer än hälften av satellitens yta med en upplösning på 1-2 km och gjorde det möjligt att få exakta data om ytans massa, form och temperatur [5] . Den nya eran av utforskning varade från 1994 till 2003, när rymdfarkosten Galileo gjorde åtta nära förbiflygningar av Callisto, och under den sista förbiflygningen av C30 2001 passerade den på ett avstånd av 138 km från satellitens yta. Galileo tog ett globalt fotografi av satellitens yta och tog för vissa enskilda regioner en mängd fotografier med en upplösning på upp till 15 meter [12] . År 2000 mottog rymdskeppet Cassini , under flygningen till Saturnussystemet , högupplösta infraröda spektra av Callisto [24] . I februari-mars 2007 fick rymdfarkosten New Horizons , på väg till Pluto , nya bilder och spektra av Callisto [25] .

Framtida rymdskeppsprojekt

Europa Jupiter System Mission (EJSM) föreslås lanseras 2020 och är ett gemensamt projekt mellan NASA och ESA för att utforska Jupiters månar och magnetosfär. I februari 2009 bekräftade ESA och NASA att uppdraget hade fått högre prioritet än Titan Saturn System Mission [26] . Men eftersom ESA ger samtidigt stöd till andra program står det europeiska bidraget till detta program inför ekonomiska svårigheter [27] . EJSM kommer förmodligen att bestå av 4 fordon: Jupiter Europa Orbiter (NASA), Jupiter Ganymede Orbiter (ESA) och möjligen Jupiter Magnetospheric Orbiter ( JAXA ), samt Jupiter Europa Lander ( FKA ).

Bana och rotation

Callisto är den yttersta av de fyra galileiska månarna. Dess omloppsbana ligger på ett avstånd av 1 882 000 km från Jupiter, vilket är ungefär 26,3 av dess radier (71 492 km) [3] . Detta är betydligt större än omloppsradien för den tidigare galileiska satelliten, Ganymedes, som är 1 070 000 km . På grund av sin relativt avlägsna omloppsbana är Callisto inte och var förmodligen aldrig i omloppsresonans med de andra tre galileiska månarna [10] .

Liksom de flesta av planeternas vanliga satelliter, roterar Callisto synkront med sin egen omloppsrörelse [4] : längden på en dag på Callisto är lika med dess omloppsperiod och är 16,7 jorddagar. Satellitens omloppsbana har en liten excentricitet och lutning mot Jupiters ekvator , som är föremål för kvasi-periodiska förändringar på grund av gravitationsstörningar från solen och planeterna under århundradena. Omfånget av förändringar är 0,0072–0,0076 respektive 0,20–0,60° [ 10] . Dessa orbitala störningar gör också att lutningen av rotationsaxeln varierar mellan 0,4° och 1,6° [28] . Callistos avlägsna läge från Jupiter innebar att den aldrig upplevde betydande tidvattenuppvärmning, och detta hade viktiga konsekvenser för satellitens inre struktur och dess geologiska utveckling [29] . Detta avstånd från Jupiter innebär också att flödet av laddade partiklar som faller till Callistos yta från Jupiters magnetosfär är relativt lågt - cirka 300 gånger lägre än på Europa . Följaktligen spelade strålning ingen viktig roll i att forma utseendet på ytan på denna satellit, till skillnad från andra galileiska månar [11] . Strålningsnivån på Callistos yta skapar en ekvivalent doshastighet på cirka 0,01  rem (0,1 mSv ) per dag, det vill säga det är praktiskt taget säkert för människor [30] .

Fysiska egenskaper

Komposition

Medeldensiteten för Callisto är 1,83 g/cm 3 [4] . Detta indikerar att den består av ungefär lika mängder vattenis och sten och ytterligare inneslutningar av frusna gaser [17] . Massfraktionen av is är cirka 49–55 % [16] [17] . Den exakta sammansättningen av satellitens steniga komponent är inte känd, men den är sannolikt nära den för vanliga L/LL klass kondriter, som har en lägre total järnhalt, en lägre andel metalliskt järn och en högre andel järnoxider jämfört med till klass H kondriter. Massförhållandet mellan järn och kisel i Callisto är i intervallet 0,9-1,3 (till exempel på solen är detta förhållande ungefär lika med 1:8) [17] .

Callistos ytalbedo är ungefär 20 % [5] . Man tror att sammansättningen av dess yta är ungefär densamma som dess sammansättning som helhet. Dess spektra i det nära infraröda området visar absorptionsband av vattenis vid våglängder på 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 och 3,0 mikrometer [5] . Tydligen finns vattenis på Callistos yta överallt; dess massandel är från 25 till 50 % [18] . Analys av högupplösta nära infraröda och ultravioletta spektra erhållna av rymdfarkosten Galileo och markbaserade instrument avslöjade en betydande mängd andra ämnen: hydratiserade silikater som innehåller magnesium och järn [5] , koldioxid [24] , svaveldioxid [32] , och även troligen ammoniak och olika organiska föreningar [5] [18] . Resultaten av uppdraget indikerar närvaron av några toliner på ytan [33] . Dessutom indikerar spektraldata en stark småskalig inhomogenitet hos satellitens yta. Små ljusa fläckar av ren vattenis är kaotiskt blandade med områden täckta med en blandning av stenar och is, och med stora mörka områden täckta med icke-glaciala stenar [5] [12] .

Ytan på Callisto är asymmetrisk: den främre halvklotet [g] är mörkare än den efterföljande. På de andra galileiska satelliterna är situationen den omvända [5] . Den bakre halvklotet [g] verkar vara rik på koldioxid, medan den ledande halvklotet har mer svaveldioxid [34] . Många relativt unga nedslagskratrar (som Adlinda-kratern ) är också berikade med koldioxid [34] . I allmänhet är den kemiska sammansättningen av Callistos yta, i synnerhet dess mörka regioner, med största sannolikhet nära den hos asteroider av D-klass [12] , vars yta består av kolhaltig materia.

Intern struktur

Ytskiktet av Callisto, kraftigt kratrerad, vilar på en kall och hård isig litosfär , vars tjocklek, enligt olika uppskattningar, sträcker sig från 80 till 150 km [16] [17] . Om studier av magnetfälten runt Jupiter och dess satelliter tolkades korrekt, så kan det under isskorpan finnas ett salt hav på 50-200 km djup [16] [17] [35] [36] . Man fann att Callisto interagerar med Jupiters magnetfält som en välledande boll: fältet kan inte tränga in i satellitens inre, vilket indikerar närvaron av ett kontinuerligt lager av elektriskt ledande vätska som är minst 10 km tjockt [36] . Havets existens blir mer sannolikt om vi antar närvaron i det av en liten mängd (upp till 5 viktprocent) ammoniak eller annat frostskyddsmedel [16] . I det här fallet kan havets djup nå upp till 250-300 km [17] . Litosfären som vilar ovanför havet kan vara något tjockare - upp till 300 km.

Undergrunden i Callisto, som ligger under litosfären och det föreslagna havet, verkar varken vara helt homogen eller helt stratifierad, utan är en blandning av ämnen med en gradvis ökning av andelen silikater med djup. Detta indikeras av det låga värdet av tröghetsmomentet [h] för satelliten (enligt Galileo [4] är det (0,3549 ± 0,0042) × mr 2 ) [17] [37] . Med andra ord är Callisto endast delvis differentierad . Värdena för densitet och tröghetsmoment överensstämmer med närvaron av en liten silikatkärna i mitten av satelliten. I vilket fall som helst kan radien för en sådan kärna inte överstiga 600 km, och dess densitet kan variera från 3,1 till 3,6 g/cm 3 [4] [17] . Således skiljer sig Callistos tarmar påfallande från Ganymedes tarmar , som tydligen är helt differentierade [18] [38] .

Ytdetaljer

Den antika ytan på Callisto är en av de tyngsta kratrarna i solsystemet [39] . Tätheten av kratrar på satellitens yta är så stor att nästan varje ny nedslagskrater överlappar en gammal eller ligger så nära en angränsande att den förstör den. Den storskaliga geologin i Callisto är relativt enkel: det finns inga stora berg, vulkaner eller liknande endogena tektoniska strukturer på månen [40] . Nedslagskratrar och strukturer med flera ringar, tillsammans med tillhörande förkastningar, bränder och avlagringar, är de enda större geostrukturerna som är synliga på ytan [12] [40] .

Ytan på Callisto kan delas in i följande geologiskt distinkta regioner: kraterförsedda slätter, ljusa slätter, ljusa och mörka släta slätter och olika områden som är associerade med nedslagskratrar och delar av flerringiga geostrukturer. [12] [40] Slätter med krater täcker större delen av månens yta, och dessa är de äldsta delarna av den. De är täckta med en blandning av is och stenar. Ljusslätter är inte så vanliga. De inkluderar ljusa nedslagskratrar som Bur och Lofn , såväl som spår av äldre och större kratrar som är kända som palimpsests , [i] centrala regioner av geostrukturer med flera ringar och isolerade områden på kraterförsedda slätter [12] . Man tror att de ljusa slätterna är täckta med isiga utstötningar av anslagsursprung . Ljusa, tillplattade slätter är sällsynta på ytan av Callisto, och finns främst i regionen av fördjupningar och fåror nära Valhalla och Asgard , eller i vissa områden av kraterförsedda slätter. Ursprungligen ansågs vara relaterad till endogen satellitaktivitet, högupplösta fotografier tagna av Galileo visar att de ljusa och släta slätterna är förknippade med spruckna och ojämna ytor och visar inga tecken på tektoniskt eller vulkaniskt ursprung. [12] Galileobilderna avslöjade också små, mörka, tillplattade områden mindre än 10 000 km 2 stora som omger den mer oländiga terrängen. Kanske är de täckta med ejecta från kryovulkaner [12] . Eftersom tätheten av kratrar i platta områden ligger under bakgrunden måste dessa områden vara relativt unga [12] [41] .

De största geostrukturerna på Callisto är de flerringade bassängerna , ibland kallade amfiteatrar eller cirques på grund av deras utseende. [12] [40] Den största av dessa är Valhalla , med en ljus central region på 600 km i diameter omgiven av koncentriska ringar upp till 1800 km i radie [42] . Den näst största cirkelstrukturen, Asgard , är cirka 1600 km tvärs över [42] . Flerringsstrukturer bildas troligen av förkastningar i litosfären som ligger på lösa eller flytande lager (eventuellt på havet) efter kollisioner med stora himlakroppar [23] . Också på ytan av Callisto finns kedjor av nedslagskratrar (ibland sammanslagna med varandra). De uppstod förmodligen från kollisionen med Callisto av resterna av föremål som, efter att ha kommit för nära Jupiter - även innan deras kollision med Callisto - förstördes av tidvattenkrafter. Det är också möjligt att kedjorna bildades under milda tangentiella kollisioner med gradvis förstörelse av fallande kroppar. [12] [43] I det senare fallet kan deras förstörelse bero på deras interaktion med oregelbundenheterna i satellitens topografi, eller vara resultatet av en kombination av tidvattenverkan från Callisto och centrifugalkrafter på grund av deras egen rotation (se även asteroiders satelliter ).

Vanliga nedslagskratrar som är synliga på satellitens räckvidd i storlek från 0,1 km (denna gräns bestäms av rymdfarkostkamerornas upplösning) till 200 km [12] . Små kratrar, mindre än 5 km i diameter, är skålformade med en konkav eller platt botten. Kratrar som varierar i storlek från 5 till 40 km har vanligtvis en central hög. Större kratrar (25–100 km stora) har istället en central grop, som Tyndrusstrukturen [12] . De största kratrarna (med dimensioner från 60 km) kan ha ett slags "kupoler" i mitten, vilket är en följd av tektonisk lyftning efter en kollision (till exempel Doh och Khar ). [12]

Som nämnts ovan hittades små områden av ren vattenis med en albedo över 80 %, omgivna av mörkare materia, på Callistos yta. [5] Högupplösta fotografier tagna av rymdfarkosten Galileo visade att dessa ljusa områden huvudsakligen är belägna på högre höjder - på krateråsar, avsatser, åsar och kullar. [5] De är troligen täckta med tunna avlagringar av vattenfrost. Mörk materia finns vanligtvis i det omgivande låglandet och verkar relativt jämnt och jämnt. Den bildar ofta områden upp till 5 km tvärs över i botten av kratrar och i interkraterfördjupningar. [5]

På skalor på mindre än en kilometer jämnas lättnaden av Callisto ut av erosion mer än lättnaden från de andra isiga galileiska månarna [5] . Koncentrationen av små nedslagskratrar (mindre än 1 km i diameter) där är mindre än till exempel på Ganymedes mörka slätter [12] . Istället för små kratrar är små kullar och sänkor nästan överallt synliga [5] . Man tror att kullarna är resterna av kraterryggar som förstörts av processer som ännu inte är helt klara [13] . Den mest troliga orsaken till detta fenomen är den långsamma sublimeringen av is på grund av solvärme (på dagtid når temperaturen 165  K ) [5] . Sublimering av vatten eller andra flyktiga föreningar från den "smutsiga isen" som utgör kanterna på kratrar orsakar deras förstörelse, och de icke-iskomponenter i kanterna bildar kollapsar [13] . Sådana kollapser, som ofta observeras både nära kratrar och inuti dem, kallas  " skräpförkläde " i den vetenskapliga litteraturen [5] [12] [13] . Ibland skärs kraterväggarna av de så kallade "ravinerna" - slingrande fåror, som har analoger på Mars [5] . Om hypotesen om issublimering stämmer, så består de mörka områdena på ytan som ligger i låglandet av stenar som till övervägande del är fattiga på flyktiga ämnen, som togs från de förstörda schakten som omger kratrarna och täckte Callistos isiga yta.

Den ungefärliga åldern för områden på Callistos yta bestäms av tätheten av deras krater. Ju äldre ytan är, desto tätare är den kraterad [44] . Det finns inga absoluta dateringar av Callistos landformer, men enligt teoretiska uppskattningar är de kraterförsedda slätterna mestadels cirka 4,5  miljarder år gamla, vilket är ungefär solsystemets ålder. Uppskattningen av åldern för strukturer med flera ringar och olika nedslagskratrar beror på det accepterade värdet av kratringshastigheten och uppskattas av olika författare från 1 till 4  Ga . [12] [39]

Atmosfär och jonosfär

Callisto visade sig ha en extremt sällsynt atmosfär av koldioxid. [7] Den fångades av Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) ombord på rymdfarkosten Galileo som en absorptionslinje vid en våglängd av 4,2  mikrometer . Yttrycket uppskattas till cirka 7,5 ⋅10 −12 bar (0,75 µPa ) och partikelkoncentrationen till 4⋅10 8  partiklar/cm 3 . Utan påfyllning skulle en sådan atmosfär gå förlorad på 4 dagar (se Försvinnande av planetatmosfärer ), vilket innebär att den ständigt fylls på - tydligen på grund av sublimeringen av frusen koldioxid, [7] vilket överensstämmer med hypotesen om nedbrytning av kraterväggarna på grund av sublimeringen av is.

Jonosfären nära Callisto upptäcktes också just under förbiflygningen av rymdfarkosten Galileo ; [14] och dess höga elektrondensitet (7–17⋅10 4  cm – 3 ) kan inte förklaras enbart med fotojonisering av atmosfärisk koldioxid. Detta är grunden för antagandet att atmosfären i Callisto faktiskt består huvudsakligen av molekylärt syre , och dess massandel är 10-100 gånger större än andelen koldioxid [8] .

Direkta observationer av syre i Callistos atmosfär är dock ännu inte tillgängliga (från 2012). Observationer från Hubble (HST) gjorde det möjligt att fastställa en övre gräns för dess koncentration, som överensstämmer med data från Galileo-satelliten om jonosfären [45] . Samtidigt upptäckte HST kondenserat syre på ytan av Callisto [46] .

Ursprung och utveckling

Den svaga differentieringen av Callisto, som indikeras av mätningar av tröghetsmomentet , gör att satelliten aldrig har värmts upp till temperaturer som är tillräckliga för att smälta isen, som utgör en stor del av den [16] . Därför är det mest troligt att satelliten bildades under den långsamma ansamlingen av de yttre skikten av en försurad gas- och stoftnebulosa som omgav Jupiter under dess bildande [15] . Värmen som genererades av kollisioner, radioaktivt sönderfall och kompression av satelliten, med en ganska långsam ansamling av materia, fördes framgångsrikt ut i rymden, vilket förhindrade issmältning och snabb separation av ämnen med olika densitet [15] . Förmodligen bildades satelliten under en period av 0,1–10 miljoner år [15] .

Den vidare utvecklingen av Callisto efter ackretion bestämdes genom radioaktiv uppvärmning, kylning av ytan genom strålningsöverföring , såväl som konvektion av fast eller halvfast materia i dess djup [29] . Eftersom, på grund av temperaturberoendet av isens viskositet , bör blandningen av de inre lagren börja endast vid en temperatur nära dess smälttemperatur , är halvfast konvektion ett av huvudproblemen vid modellering av det inre av alla isiga satelliter, inklusive Callisto. [47] Denna process är exceptionellt långsam, med en isrörelsehastighet på ≈1  cm /år, men trots detta är det en effektiv kylmekanism under långa tidsperioder. [47] Gradvis går processen in i det så kallade "stängda lockläget", när satellitens stela och kalla yttre skikt leder värme utan konvektion, medan isen under den är i ett tillstånd av halvfast konvektion. [16] [47] När det gäller Callisto är den yttre ledande nivån en hård och kall litosfär som är cirka 100 km tjock, vilket effektivt förhindrar yttre manifestationer av tektonisk aktivitet på satelliten. [47] [48] Konvektion i Callistos tarmar kan vara flernivåig på grund av olika kristallina faser av vattenis på olika djup: på ytan, vid lägsta temperatur och tryck, är den i fas I , medan den i de centrala regionerna bör vara i fas VII . [29] Den tidiga starten av halvfast konvektion i det inre av Callisto kan ha förhindrat storskalig issmältning och efterföljande differentiering som annars skulle ha bildat en stenig kärna och isig mantel. Men den mycket långsamma differentieringen av Callistos tarmar har pågått i miljarder år, och kanske fortsätter till denna dag. [48]

Aktuella idéer om Callistos historia tillåter förekomsten av ett hav av flytande vatten under ytan. Detta beror på det anomala beteendet hos smälttemperaturen för is I, som minskar med trycket och når en temperatur på 251 K vid 2070 bar (207  MPa ) [16] . I alla rimliga modeller är temperaturer mellan 100 och 200 km mycket nära eller något över detta värde [29] [47] [48] . Närvaron av även små mängder ammoniak  - till och med cirka 1-2 viktprocent - garanterar praktiskt taget förekomsten av ett vätskeskikt, eftersom ammoniak ytterligare sänker smältpunkten [16] .

Även om Callisto liknar - åtminstone i volym och massa - Ganymedes , hade hon en mycket enklare geologisk historia. Ytan av Callisto bildades huvudsakligen av kollisioner och andra yttre krafter [12] . Till skillnad från grannlandet Ganymedes med sina fårade ytor visar den få tecken på tektonisk aktivitet [18] . Dessa skillnader mellan Callisto och Ganymedes förklaras av olika bildningsförhållanden [49] , starkare tidvattenuppvärmning av Ganymedes [50] eller ett större inflytande från sent kraftigt bombardement [51] [52] [53] . Callistos relativt enkla geologiska historia fungerar som en utgångspunkt för planetforskare när de jämför den med mer komplexa och aktiva objekt. [arton]

Möjlighet till liv i havet

Precis som med Europa och Ganymedes är idén om möjligheten till utomjordiskt mikrobiellt liv i Callistos underjordiska hav populär. [19] Men levnadsvillkoren på Callisto är något sämre än på Europa eller Ganymedes. De främsta orsakerna är: otillräcklig kontakt med stenar och lågt värmeflöde från satellitens inre. [19] Forskaren Torrance Johnson hade detta att säga om skillnaden i levnadsförhållanden på Callisto från resten av de galileiska månarna: [54]

De viktigaste komponenterna som är viktiga för livets uppkomst - kallad "prebiotisk kemi" - finns i många föremål i solsystemet, såsom kometer, asteroider och isiga satelliter . Biologer är överens om att en energikälla och flytande vatten är en förutsättning för liv, så det skulle vara intressant att hitta vatten i flytande form utanför jorden. Men närvaron av en kraftfull energikälla är också viktig, och för tillfället värms Callistos hav endast på grund av radioaktivt sönderfall, medan Europas hav också värms upp av tidvattenkrafter, på grund av dess närhet till Jupiter.

Baserat på dessa och andra överväganden, tros Europa ha den bästa chansen att upprätthålla liv, åtminstone mikrobiellt, av alla galileiska månar. [19] [55]

Potential för kolonisering

Sedan 1980 - talet har Callisto ansetts vara ett attraktivt mål för bemannad rymdfärd efter ett liknande uppdrag till Mars på grund av dess läge utanför Jupiters strålningsbälte [57] . År 2003 genomförde NASA en konceptuell studie som heter Human Outer Planets Exploration (HOPE- Rus. Hope ), som övervägde framtiden för människans utforskning av det yttre solsystemet . Ett av målen som övervägdes i detalj var Callisto [9] [58] .

Det föreslogs i framtiden att bygga en station på satelliten för bearbetning och produktion av bränsle från den omgivande isen för rymdfarkoster på väg för att utforska mer avlägsna områden av solsystemet, dessutom kan is också användas för att utvinna vatten [56 ] . En av fördelarna med att etablera en sådan station på Callisto är den låga strålningsnivån (på grund av avståndet från Jupiter) och geologisk stabilitet. Från satellitens yta skulle det vara möjligt att på distans, nästan i realtid, utforska Europa , samt skapa en mellanstation på Callisto för att betjäna rymdfarkoster på väg till Jupiter för att utföra en gravitationsmanöver för att flyga till de yttre regionerna av solsystemet [9] . Studien kallar EJSM-programmet en förutsättning för bemannad flygning. Man tror att ett till tre interplanetära fartyg kommer att gå till Callisto, varav ett kommer att bära besättningen, och resten - en markbas, en anordning för att utvinna vatten och en reaktor för att generera energi. Uppskattad vistelsetid på satellitens yta: från 32 till 123 dagar; själva flygningen tros ta mellan 2 och 5 år.

Den tidigare nämnda NASA-rapporten från 2003 föreslog att ett bemannat uppdrag till Callisto skulle vara möjligt på 2040-talet, och nämnde också teknik som måste utvecklas och testas före detta datum, troligen före och under bemannade uppdrag till månen och Mars [59] [60] .

Se även

• Jupiters månar
• Valhall

Anteckningar

1. ^   Apoapsis härleds från den halvstora axeln (a) och orbital excentricitet (e):.
2. ^   Periapsis härleds från halvstora axeln (a) och orbital excentricitet (e):.
3. ^   Ytarea härledd från radie (r):.
4. ^   Volym härledd från radie (r):.
5. ^  Acceleration på grund av gravitationenvid ekvatorn härleds från massa (m) ochgravitationskonstanten(G) och radie (r):.
6. ^   Första flykthastighet för Callisto beräknad från massa (m),gravitationskonstant(G) och radie (r):.
7. ^   Ledande halvklot - halvklotet som är vänt i riktningen för orbital rörelse; den drivna halvklotet är riktad i motsatt riktning.
8. ^   Homogena sfäriska kroppar har ett tröghetsmoment på 0,4mr2. En koefficient under 0,4 indikerar att densiteten ökar med djupet.
9. ^   När det gäller isiga satelliter är palimpsester runda ljusa geostrukturer, förmodligen resterna av forntida nedslagskratrar; se Greeley, 2000[12].

1. ↑ Burba G. A. Nomenklatur med detaljer om reliefen av Jupiters galileiska månar / Ed. K.P. Florensky, Yu.I. Efremov; USSR Academy of Sciences, Institutet för geokemi och analytisk kemi. — M .: Nauka , 1984. — S. 79.
2. ↑ 1 2 Galilei, G.; Sidereus Nuncius (otillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 23 februari 2001.  (obestämd) (13 mars 1610)
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Planetariska satellitmedelvärde omloppsparametrar . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011. (obestämd)
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Anderson, JD; Jacobson, R.A.; McElrath, T.P.; et al. Form, medelradie, gravitationsfält och inre struktur hos Callisto  (engelska)  // 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 > . Arkiverad 27 mars 2009 på Wayback Machine 
6. ↑ Klassiska satelliter i solsystemet . Observatorio ARVAL. Datum för åtkomst: 13 juli 2007. Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
7. ↑ 1 2 3 4 5 Carlson, RW; et al. A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiters Moon Callisto  (engelska)  // Science : journal. - 1999. - Vol. 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 . - . Arkiverad från originalet den 12 december 2011. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Hämtad 25 augusti 2011. Arkiverad från originalet 25 februari 2009. (obestämd) 
9. ↑ 1 2 3 Trautman, Pat; Bethke, Kristen. Revolutionära koncept för mänsklig yttre planetutforskning (HOPE) (PDF)  (inte tillgänglig länk) . NASA (2003). Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
10. ↑ 1 2 3 Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numeriska simuleringar av de galileiska satelliternas banor  (engelska)  // 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 jon- och elektronbestrålning av de iskalla galileiska satelliterna  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 139 , nr. 1 . - S. 133-159 . - doi : 10.1006/icar.2000.6498 . - . Arkiverad från originalet den 25 februari 2009. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Hämtad 23 augusti 2011. Arkiverad från originalet 25 februari 2009. (obestämd) 
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- och rymdvetenskap  . - Elsevier , 2000. - Vol. 48 , nr. 9 . - P. 829-853 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00050-7 . - .
13. ↑ 1 2 3 4 Moore, Jeffrey M.; Asphaug, Eric; Morrison, David; et al. Massrörelser och försämring av landform på de isiga galileiska satelliterna: Resultaten av Galileos nominella uppdrag  // Icarus  :  journal. - 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. Ionosphere of Callisto från Galileo radioockultationsobservationer  (engelska)  // Journal of Geophysics Research: journal. - 2002. - Vol. 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. Hav i de isiga galileiska satelliterna på Jupiter?  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 161 , nr. 2 . - s. 456-467 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . - . Arkiverad från originalet den 27 februari 2008. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Hämtad 24 augusti 2011. Arkiverad från originalet 27 februari 2008. (obestämd) 
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Kuskov, OL; Kronrod, V. A. Intern struktur för Europa och Callisto  (engelska)  // 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 galileiska satelliterna   // Vetenskap . - 1999. - Vol. 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 av Jupiters iskalla månar  // Proc. SPIE. - 2004. - T. 5555 . - S. 10 . - doi : 10.1117/12.560356 . Arkiverad från originalet den 20 augusti 2008. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Hämtad 26 augusti 2011. Arkiverad från originalet 20 augusti 2008. (obestämd) 
20. ↑ 12 Jupiters satelliter . Galileoprojektet. Tillträdesdatum: 31 juli 2007. Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
21. ↑ Simone Mario Guntzenhusano . Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — 1614.
22. ↑ Barnard, EE Upptäckt och observation av en femte satellit till Jupiter  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1892. - Vol. 12 . - S. 81-85 . - doi : 10.1086/101715 . - .
23. ↑ 1 2 Klemaszewski, JA; Greeley, R. Geologiska bevis för ett hav på Callisto (PDF) 1818. Lunar and Planetary Science XXXI (2001). Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
24. ↑ 12 Brown , RH; Baines, KH; Bellucci, G.; et al. Observationer med den visuella och infraröda kartläggningsspektrometern (VIMS) under Cassinis förbiflygning av Jupiter  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2003. - Vol. 164 , nr. 2 . - S. 461-470 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00134-9 . - .
25. ↑ Morring, F. Ringledare // Aviation Week & Space Technology. - 2007. - 7 maj. - S. 80-83 .
26. ↑ Rincon, Paul Jupiter i rymdorganisationernas sikte . BBC News (20 februari 2009). Hämtad 20 februari 2009. Arkiverad från originalet 21 februari 2009. (obestämd)
27. ↑ Cosmic Vision 2015-2025 Förslag (länk ej tillgänglig) . ESA (21 juli 2007). Hämtad 20 februari 2009. Arkiverad från originalet 25 augusti 2011. (obestämd) 
28. ↑ Bills, Bruce G. Fria och påtvingade obliquities of the Galilean satellites of Jupiter  // 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. Non-Newtonian stillastående lockkonvektion och den termiska utvecklingen av Ganymedes och Callisto  // Planetary and Space Science  : journal  . - Elsevier , 2006. - Vol. 54 , nr. 1 . - S. 2-14 . - doi : 10.1016/j.pss.2005.10.003 . - . Arkiverad från originalet den 24 augusti 2007. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Tillträdesdatum: 26 augusti 2011. Arkiverad från originalet 24 augusti 2007. (obestämd) 
30. ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduktion till rymdvetenskap) . California State University, Fresno (29 februari 2000). Datum för åtkomst: 4 juli 2009. Arkiverad från originalet den 24 januari 2012. (obestämd)
31. ↑ Clark, RN Vattenfrost och is: den nära-infraröda spektralreflektansen 0,65–2,5 μm  //  Journal of Geophysical Research : journal. - 1981. - 10 april ( vol. 86 , nr B4 ). - P. 3087-3096 . - doi : 10.1029/JB086iB04p03087 . - .
32. ↑ Noll, KS Detektering av SO 2 på Callisto med Hubble Space Telescope (PDF) 1852. Lunar and Planetary Science XXXI (1996). Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
33. ↑ T.B. McCord et al. Organiska ämnen och andra molekyler i ytorna på Callisto och Ganymedes   // Vetenskap . - 1997. - Vol. 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 Distribution av CO 2 och SO 2 på ytan av Callisto 1908. Lunar and Planetary Science XXXI (1998). Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
35. ↑ Khurana, KK; et al. Inducerade magnetfält som bevis för hav under ytan i Europa och Callisto  (engelska)  // Nature : journal. - 1998. - Vol. 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  (engelska)  // 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. Distribution av sten, metaller och is i Callisto   // Vetenskap . - 1998. - Vol. 280 , nr. 5369 . - P. 1573-1576 . - doi : 10.1126/science.280.5369.1573 . - . — PMID 9616114 . Arkiverad från originalet den 26 september 2007. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Hämtad 2 december 2019. Arkiverad från originalet 26 september 2007. (obestämd) 
38. ↑ Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implikationer från Galileo-observationer om de galileiska satelliternas inre struktur och kemi  // Icarus  :  journal. - 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 . Arkiverad från originalet den 27 februari 2008. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Tillträdesdatum: 25 augusti 2011. Arkiverad från originalet 27 februari 2008. (obestämd) 
40. ↑ 1 2 3 4 Bender, K.C.; Rice, JW; Wilhelms, D.E.; Greeley, R. Geologisk karta över Callisto . - US Geological Survey, 1997. Arkiverad från originalet den 24 januari 2015.
41. ↑ Wagner, R.; Neukum, G.; Greeley, R; et al. (12–16 mars 2001). "Sprickor, scarps och lineament på Callisto och deras korrelation med ytförsämring" (PDF) . 32:a årliga Lunar and Planetary Science Conference . Arkiverad från originalet (PDF) 2009-03-27 . Hämtad 2011-08-25 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
42. ↑ 1 2 Kontrollerad fotomosaikkarta över Callisto JC 15M CMN . US Geological Survey. Arkiverad från originalet den 30 maj 2012. (obestämd)
43. ↑ Ett historiskt exempel på en tidvattenförstörelse av en himlakropp som flög förbi Jupiter är kometen Shoemaker-Levy 9 . Därefter föll dess fragment på Jupiter och lämnade 13 mörka gasdammregioner av betydande storlek på den synliga ytan av denna planet.
44. ↑ Chapman, C.R.; Merline, WJ; Bierhaus, B.; et al. Populationer av små kratrar på Europa, Ganymedes och Callisto: initiala Galileo-avbildningsresultat (PDF) 1221. Lunar and Planetary Science XXXI (1997). Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
45. ↑ Strobel, Darrell F.; Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Sök efter en atmosfär på Callisto: en Jovian unipolär induktor  //  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 . - P. 3400-3403 . - doi : 10.1086/344307 . - .
47. ↑ 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. Vid konvektion i is I skal av yttre solsystemkroppar, med detaljerad tillämpning till 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 modell för den inre strukturen, evolutionen och differentieringen av Callisto  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2004. — Vol. 169 , nr. 2 . - s. 402-412 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 . - .
49. ↑ Barr, AC; Canup, RM Restriktioner för gasjättens satellitbildning från de inre tillstånden hos delvis differentierade satelliter  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2008. — 3 augusti ( vol. 198 , nr 1 ). - S. 163-177 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.07.004 . - .
50. ↑ Showman, A. P.; Malhotra, R. Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 1997. - Mars ( vol. 127 , nr 1 ). - S. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . — .
51. ↑ Baldwin, E. Kometnedslag förklarar Ganymedes-Callisto dikotomi . Astronomi nu online . Astronomy Now (25 januari 2010). Hämtad 1 mars 2010. Arkiverad från originalet 4 februari 2012. (obestämd)
52. ↑ Barr, AC; Canup, R.M. (mars 2010). "Ursprunget till Ganymedes/Callisto-dikotomien genom nedslag under ett sent kraftigt bombardemang av ett yttre solsystem" (PDF) . 41:a Lunar and Planetary Science Conference (2010) . Houston. Arkiverad från originalet (PDF) 2011-06-05 . Hämtad 2010-03-01 . Utfasad parameter används |deadlink=( hjälp )
53. ↑ Barr, AC; Canup, RM Ursprunget av Ganymedes–Callisto-dikotomien genom nedslag under det sena tunga bombardementet  // Nature Geoscience  : journal  . - 2010. - 24 januari ( vol. 3 , nr mars 2010 ). - S. 164-167 . - doi : 10.1038/NGEO746 . - .
54. ↑ Phillips, T. Callisto gör ett stort plask (nedlänk) . Science@NASA (23 oktober 1998). Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd) 
55. ↑ Francois, Raulin. Exo-astrobiologiska aspekter av Europa och Titan: från observationer till spekulationer  (engelska)  // Space Science Reviews  : tidskrift. - Springer , 2005. - Vol. 116 , nr. 1-2 . - s. 471-487 . - doi : 10.1007/s11214-005-1967-x . - .  (inte tillgänglig länk)
56. ↑ 1 2 Vision för rymdutforskning (PDF). NASA (2004). Arkiverad från originalet den 4 februari 2012. (obestämd)
57. ↑ James Oberg: Vart är ryssarna på väg härnäst? 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. Revolutionära koncept för utforskning av mänskliga yttre planeter (HOPE  )  // American Institute of Physics Conference Proceedings: tidskrift. - 2003. - 28 januari ( vol. 654 ). - s. 821-828 . - doi : 10.1063/1.1541373 .
59. ↑ USA.gov: USA:s regerings officiella webbportal (länk ej tillgänglig) . Hämtad 26 augusti 2011. Arkiverad från originalet 2 juli 2012. (obestämd) 
60. ↑ Patrick A. Troutman, Kristen Bethke, Fred Stillwagen, Darrell L. Caldwell Jr., Ram Manvi, Chris Strickland, Shawn A. Krizan: Revolutionära koncept för utforskning av mänskliga yttre planeter (HOPE). Arkiverad 22 oktober 2020 på Wayback Machine Veröffentlicht i februari 2003.

Litteratur

• Burba G. A. Nomenklatur med detaljer om reliefen av Jupiters galileiska satelliter / Ed. ed. K.P. Florensky och Yu.I. Efremov. - Moskva: Nauka, 1984. - 84 sid.

Länkar

• Kort beskrivning av Callisto (otillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 28 mars 2014. (obestämd) 
• Callisto-sidan arkiverad 15 augusti 2012 på Wayback Machine på NinePlanets.org 
• Callisto-sidan arkiverad 18 november 2019 på Wayback Machine om utsikt över solsystemet 
• Video av en snurrande Callisto (otillgänglig länk) . Arkiverad från originalet den 1 juni 2010. (obestämd) 
• Karta över Callisto med namn på ytegenskaper Arkiverad 15 januari 2020 på Wayback Machine // NASA 
• Karta över Callisto med namn på ytegenskaper Arkiverad 24 december 2019 på Wayback Machine på Gazetteer of Planetary  Nomenclature

Ordböcker och uppslagsverk	Stor dansk Stor katalanska Stor norsk Stor ryss Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4615523-5 J9U : 987007549320905171 LCCN : sh99005833 VIAF : 237455229 WorldCat VIAF : 237455229

solsystem
Central stjärna och planeter	Sol Merkurius Venus Jorden Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
dvärgplaneter	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Gun-gun 2002 MS 4
Stora satelliter	Ganymedes Titan Callisto Och om Måne Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliter / ringar	Jorden / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater späckhuggare quawara
Först upptäckte asteroider	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygien (11) Parthenope
Små kroppar	meteoroider asteroider / deras satelliter nära jorden huvudbälte Trojan kentaurer transneptuniska Kuiperbälte plutino cubewano spridd skiva damokloider kometer Oort moln
konstgjorda föremål	konstgjorda jordsatelliter interplanetära rymdfarkoster
Hypotetiska föremål	Vulkan och vulkanoider Merkurius satellit Venus satelliter andra satelliter på jorden motjord Planet Nine , Tyche , Planet X och andra trans-neptuniska planeter Nemesis Tidigare planeter: Theia , Phaeton eller Planet V Femte gasjätten
Lista över solsystemobjekt Astronomiska föremål