Callisto Jüpiter IV | |
1979'da Voyager 2 tarafından çekilen Callisto'nun fotoğraflarının mozaikleri . | |
Tip | Jüpiter'in doğal uydusu |
---|---|
Yörünge özellikleri ( Epoch 16 Ocak 1997) | |
Yarı büyük eksen | 1.882.700 km |
periapsis | 1.869.000 km |
kıyamet | 1.897.000 km |
eksantriklik | 0,007 4 |
devrim dönemi | 16.689 018 4 gün |
Eğim | 0.192 ° ( Jüpiter'in ekvator düzlemine göre ) |
Fiziksel özellikler | |
Çap | 4,820,3 ± 3,0 km |
Yığın | (1.075 938 ± 0.000 137) × 10 23 kg |
ortalama yoğunluk | (1.834 4 ± 0.003) x 10 3 kg / 3 |
Yüzey yerçekimi | 1.235 m / s 2 |
Rotasyon süresi | 16.689 d ( Senkron dönüş ) |
görünür büyüklük | 5,65 ± 0,10 ( karşıt olarak ) |
orta albedo | 0,22 (geometrik) |
Yüzey sıcaklığı | 165 ± 5 (maks) 134 ± 11 (ort) 80 ± 5 (min) K |
Atmosferin özellikleri | |
Atmosferik basınç | ~ 4 x 10 8 cm -3 karbondioksit kadar × 2 10 bulundunuz 10 cm -3 moleküler oksijen |
keşif | |
keşfedici | Galileo |
Keşif tarihi | 7 Ocak 1610 |
Tanım (lar) | |
Callisto veya Jüpiter IV , a, doğal uydu arasında gezegen Jüpiter keşfedilen 1610 tarafından Galileo Galileo . Callisto, Güneş Sistemi'ndeki en büyük üçüncü uydu ve Ganymede'den sonra Jovian sistemindeki en büyük ikinci uydudur . Aynı zamanda Jüpiter'den en uzak Galile uydusu ve yörünge rezonansında olmayan tek uydu . Callisto, oluşumundan sonra Jüpiter'i çevreleyen gaz diskinin birikmesiyle oluşmuş olurdu.
Yaklaşık olarak eşit miktarda kaya ve buzdan oluşur . Gelgit kuvvetleri nedeniyle ısınma olmaması nedeniyle , ay sadece kısmen farklılaşacaktı . Kullanılarak araştırma Galileo prob Callisto küçük olabileceğini ortaya çekirdeği oluşan silikatlar ve aynı zamanda bir okyanus sıvı su 100 kilometreden fazla ay yüzeyinin altında. İkincisi, dünya dışı yaşamı memnuniyetle karşılayacaktır .
Callisto'nun yüzeyi çok kraterli , çok eski ve tektonik aktivite izi yok . Jüpiter'in manyetosferinden diğer Galilean uydularından çok daha az etkilenir çünkü gezegenden daha uzaktadır. Bu çevrilidir çok ince bir atmosfer özellikle oluşan karbon dioksit ve muhtemelen moleküler oksijen , hem de bir ile yoğun bir iyonosfer .
Çeşitli uzay sondaları gelen, Pioneer 10 ve 11 için Galileo ve Cassini-Hugens için Ay'ı okuyan XX inci ve XXI inci yüzyıllarda. Callisto, bazen Jovian sisteminin keşfi için bir insan üssü kurmak için en uygun vücut olarak kabul edilir.
Callisto, Galileo tarafından Ocak 1610'da Jüpiter , Ganymede , Io ve Avrupa'nın diğer üç büyük uydusu ile aynı zamanda keşfedildi . Ancak Çinli bir gökbilimci olan Gan De'nin MÖ 362'de gözlemlemiş olması mümkündür. AD Callisto adını borçludur Callisto'nun , birçok fetihlerin birinde Zeus içinde Yunan mitolojisindeki . Bu isim, Johannes Kepler'in bir önerisinden sonra keşiften kısa bir süre sonra Simon Marius tarafından önerilmiştir .
Ancak, Galileo tarafından tanıtılan Roma rakamlarıyla tanımı ortalarına kadar kullanılan XX inci isimleri pahasına yüzyılın Galile uyduları gelen mitolojiye . Bu atamaya göre Callisto, Jüpiter IV olarak adlandırıldı , çünkü birkaç yüzyıl boyunca, 1892'de Amalthea'nın keşfine kadar Jüpiter'den çıkarılma sırasına göre bilinen dördüncü uyduydu .
Callisto, Jüpiter'den en uzak Galile uydusudur. Gezegenin etrafında 1.880.000 km (Jüpiter'in yarıçapının 26.3 katı) uzaklıkta döner . Yörüngesinin yarıçapı, yörünge yarıçapı 1.070.000 km olan en dıştaki ikinci ay Ganymede'ninkinden çok daha büyüktür . Callisto diğer üç uydudan çok daha uzak olduğundan, onlarla yörünge rezonansı içinde değildir ve muhtemelen hiç olmamıştır.
Birçok gezegen uydusu gibi , Callisto da Jüpiter'in etrafında eşzamanlı olarak döner . Yörünge periyoduyla aynı olan günün uzunluğu yaklaşık 16.7 Dünya günüdür. Yörüngesi biraz eksantriktir ve Jovian ekvatoruna doğru eğimlidir. Yörüngesel eksantrikliği ve eğimi , Güneş ve Jüpiter'in yerçekimi bozuklukları nedeniyle (birkaç yüzyıl ölçeğinde) neredeyse periyodiktir . Varyasyonların genliği sırasıyla 0,0072 - 0,0076 ve 0,20 - 0,6 °'dir. Bu yörünge varyasyonları , ekseninin eğiminin (dönme ekseni ile yörünge düzlemi arasındaki açı) 0,4 ila 1,6 ° arasındaki genliklerdeki değişikliklerin kökenindedir .
Jüpiter'den uzaklığı nedeniyle, ay, iç yapısı ve evrimi için önemli sonuçları olan gelgit kuvvetleri tarafından hiçbir zaman önemli ölçüde ısıtılmamıştır . Benzer şekilde, gelen yüklü parçacıkların akış manyetosferin arasında Jüpiter Callisto'nun yüzeyi üzerinde nispeten küçük: 300 kat daha az bir yüzeyi tarafından alınan daha Avrupa . Diğer üç Galile uydusunun aksine, yüklü parçacık ışınımının Callisto'nun yüzeyinde çok az etkisi oldu.
Yoğunluk ortalama Callistoan, 1.83 g / cm ' 3 , ay, yaklaşık olarak eşit miktarlarda kaya ve meyveli dondurma imal artı bazı dondurulmuş uçucu bileşikler olduğunu göstermektedir amonyak . Buzun kütle oranı %49 ile %55 arasındadır. Callisto kayaların tam bileşimi bilinmemektedir, ama muhtemelen yakın bileşime olan sıradan L / L L tipi Chondrites daha düşük bir toplam oranı ile karakterize edilir, demir , metalik formda ve demir, ancak daha fazla oksit ihtiva eder. Demir daha H -tip kondritler . Demir/ silikon kütle oranı Callisto'da 0,9 ile 1,3 arasında iken Güneş için yaklaşık 1,8 civarındadır.
Callisto'nun yüzeyi yaklaşık %20'lik bir albedoya sahiptir . Yüzeyinin bileşimi, genel bileşiminin temsilcisi olacaktır. Yakın kızılötesinde gerçekleştirilen spektroskopik çalışma , 1.0 dalga boylarında su buzu nedeniyle absorpsiyon çizgilerinin varlığını gösterdi ; 1.25; 1.5; 2.0 ve 3.0 mikrometre. Su buzu, yüzeyinde kütlece %25 ila %50 arasında oluşturacağı izotropik bir dağılıma sahip görünüyor. Galileo tarafından ve Dünya'dan alınan yüksek çözünürlüklü yakın kızılötesi ve ultraviyole spektrumlarının analizi, hidratlı demir ve magnezyum silikatları , karbon dioksit , karbon , kükürt dioksit ve muhtemelen amonyak ve diğer organik bileşikler gibi buz dışındaki malzemeleri tanımladı . Spektral veriler, yüzeyin küçük ölçekte son derece heterojen olduğunu gösterir. Küçük parlak saf su buzu lekeleri, bir kaya-buz karışımının lekeleri ve sırsız malzemenin geniş karanlık alanları ile karıştırılır.
Callisto'nun yüzeyi asimetriktir: ön yarımküre (yörünge hareketinin yönüne bakan) arka yarımküreden daha koyudur . Diğer Galilean uyduları ise tam tersi bir durum sergilemektedir. Callisto'nun arka yarım küresi karbon dioksit ile zenginleşirken , ön yarım küre daha fazla kükürt dioksit içerir . Lofn gibi birçok genç çarpma kraterinin içinde veya yakınında daha yüksek bir karbondioksit konsantrasyonu vardır. Greeley ve arkadaşlarına göre , yüzeyin kimyasal bileşimi , yüzeyi karbonlu malzemelerden oluşan D tipi asteroitlerinkine küresel olarak yakın olabilir .
Callisto, kalınlığı 80 ila 150 km arasında değişen buzlu bir litosfer ile kaplıdır . Jüpiter ve uydularının etrafındaki manyetik alan araştırmalarının gösterdiği gibi, kabuğun altında tuzlu bir okyanus bulunabilir . Callisto , Jüpiter'in manyetik alanında mükemmel iletken bir küre gibi davranır ; başka bir deyişle, alan ayın içine girmiyor, bu da Callisto'nun içinde minimum 10 km kalınlığında oldukça iletken bir sıvı olacağını gösteriyor . Su, kütlece %5 veya daha az oranda az miktarda amonyak veya başka bir antifriz bileşiği içeriyorsa, bir okyanusun var olma olasılığı artar . Bu durumda okyanus 250-300 km kalınlığa kadar çıkabilir . Callisto bir okyanusun yoksun olması olsaydı, onun litosfer bugün öngörülenden daha kalın olması ve 300 kadar ölçebilmişlerdir km .
Litosferin ve okyanusun altında, Callisto'nun içi ne çok homojen ne de tamamen heterojen olacaktır. Galileo'dan elde edilen veriler , özellikle yakın uçuşlar sırasında hesaplanan boyutsuz atalet momenti 0.3549 ± 0.0042, iç kısmın kayalardan ve sıkıştırılmış buzdan oluştuğunu göstermektedir . Farklı yoğunlukları nedeniyle bileşenlerinin kısmen ayrılması nedeniyle kayaların oranı derinlikle artacaktır. Başka bir deyişle, Callisto yalnızca kısmen farklılaştırılmıştır . Bu yoğunluk ve atalet momenti uydunun merkezinde küçük silikat çekirdeğin varlığı ile uyumludur. Bu tür bir iç kısmın yarıçapı az 600 km , ve 3.1 arasında, yoğunluğu 3.6 g cm -3 .
Callisto'nun antik yüzeyi, Güneş Sistemi'ndeki en yoğun kraterlerden biridir. Aslında, çarpma kraterlerinin yoğunluğu doygunluğa yakındır: herhangi bir yeni krater, eski bir kraterin kaybolmasına neden olacaktır. Büyük ölçekte, jeoloji nispeten basittir: gezegenin bir dağ, volkan veya endojen tektonik kökenli başka bir jeolojik özelliği yoktur. Çarpma kraterleri ve kırıklar, fay yamaçları ve tortularla ilişkili çok halkalı yapılar, yüzeyde mevcut olan tek önemli jeolojik özelliklerdir.
Callisto'nun yüzeyi farklı jeolojik bölgelere ayrılabilir: kraterli ovalar, berrak ovalar, pürüzsüz parlak görünen ovalar ve çok halkalı yapılar ve çarpma kraterleriyle ilişkili farklı birimler. Kraterli ovalar, ay yüzeyinin çoğunu oluşturur ve buz ve kayalık malzemenin bir karışımı olan antik litosferi temsil eder . Clear Plains, Burr ve Lofn gibi parlak çarpma kraterlerinin yanı sıra palimpsest adı verilen eski kraterlerin silinmiş kalıntılarını , çok halkalı yapıların merkezi kısımlarını ve kraterli ovalardaki izole noktaları içerir. Bu berrak ovalar buzlu çarpma birikintileri olacaktır. Pürüzsüz, parlak görünen ovalar, Callisto yüzeyinin küçük bir bölümünü oluşturur ve Valhalla ve Asgard kraterlerinin sırtlarında ve çatlaklarında ve bazen de krater ovalarında bulunur. Bilim adamları, bunların endojen aktiviteyle bağlantılı olduklarına inanıyorlardı, ancak Galileo sondasından alınan yüksek çözünürlüklü görüntüler, bu pürüzsüz, parlak görünümlü ovaların ciddi şekilde kırık ve engebeli araziyle bağlantılı olduğunu ve yeniden yüzeylenme belirtisi göstermediğini gösterdi. Galileo görüntüleri küçük saptandı, pürüzsüz ve daha az 10.000 toplam alana sahip koyu alanlar km 2 . Kriyovolkanik tortular olabilir . Berrak ovalar ve pürüzsüz ovalar, krater ovalarının arka planından daha genç ve daha az kraterlidir.
Callisto'da gözlemlenen çarpma kraterlerinin çapı , görüntülerin çözünürlük sınırı olan 0.1 km arasında ve çok halkalı yapılar hariç 100 km'den fazladır . Küçük kraterler, 5'ten az km çapında , basit kase şeklindeki veya düz dipli çukurluklardır. Çapı 5 ila 40 km arasında olanlar genellikle merkezi bir tepe noktasına sahiptir. Tindr krateri gibi daha büyük kraterler (çapı 25 ila 100 km arasında ), tepeler yerine merkezi çöküntülere sahiptir. Doh ve Hár gibi çapı 60 km'den büyük olan büyük kraterlerin , çarpma sonrası tektonik yükselmeden kaynaklandığına inanılan merkezi kubbeleri olabilir . Çapı 100 km'den büyük az sayıda çok büyük parlak krater anormal kubbeli yapılar sergiler. Genellikle yükseklikleri düşüktür ve Lofn krateri gibi çok halkalı yapılara geçiş jeomorfolojik yapıları olabilir . Callisto'nun kraterler genel olarak daha sığ olan Ay .
Callisto'nun yüzeyindeki en büyük darbe yapıları, ikisi alışılmadık derecede büyük olan çok halkalı havzalardır. Valhalla krater 600 bir çapa sahip olan parlak bir merkezi bölge, en geniş km , ve 1800 kadar uzanan halkalar km merkezi (şekle bakınız). İkinci büyüklük ise 1.600 km çapındaki Asgard'dır . Bu çok halkalı yapılar muhtemelen çarpmadan sonra litosferin eş merkezli kırılmasının sonucudur. Bu litosfer, belki bir okyanus gibi, sünek veya hatta sıvı bir malzeme tabakası üzerinde durmuş olmalıdır. Katenalar, örneğin Gomul catena, Callisto'nun yüzeyinde hizalanmış uzun çarpma krater zincirleridir. Bunlar muhtemelen Jüpiter yakınlarındaki bir geçiş sırasında gelgit kuvvetleri tarafından yerinden edilen ve ardından Callisto'ya çarpan nesneler veya çok eğik çarpmalar nedeniyledir. Kuyruklu Shoemaker-Levy 9 Jüpiter tarafından çeşitli parçalara ayrılmış bir gövdesinin bir örneğidir.
Daha önce bahsedildiği gibi , Callisto'nun yüzeyinde %80'e varan küçük saf albedo buzu parçaları bulunmuştur; daha karanlık kısımlarla çevrilidirler. Galileo tarafından çekilen yüksek çözünürlüklü görüntüler, parlak noktaların çoğunlukla yüksek alanlarda bulunduğunu gösteriyor: yükseltilmiş krater kenarları, fay yamaçları, sırtlar ve pürüzler ve çıkıntılar. Muhtemelen ince don birikintileridir . Koyu malzemeler genellikle parlak kısımları çevreleyen alçak alanlarda bulunur ve oldukça düz olur. Bunlar genellikle 5 kadar lekeler oluştururlar km kraterler alt kısmı boyunca ve kraterler arasındakı çukura.
Bir kilometre ölçeğinde, Callisto'nun yüzeyi, diğer Galilean uydularının yüzeylerinden daha fazla bozulmuştur. Küçük bir açık sunar çarpma kraterleri çapı 1'den az olduğu km Ganymede karanlık ovalara karşılaştırdı. Küçük kraterler yerine, Callisto'nun yüzeyi hemen hemen her yerde küçük pürüzler ve çöküntüler sunar. Pürüzlerin, henüz bilinmeyen bir süreçle kırılmış olabilecek kraterlerin yükseltilmiş kenarlarının kalıntıları olduğu söyleniyor. En olası süreç, Callisto'nun güneşin zirvesinde olduğu bölgelerinde ulaşılan 165 K'ye kadar olan bir sıcaklıkta meydana gelen buzun yavaş süblimleşmesidir . Su veya diğer donmuş uçucu bileşiklerin bu süblimleşme süreci, geldikleri kirli karın ( ana kaya ) ayrışmasının kökenindedir . Sırsız malzeme, krater duvarlarının yamaçlarından aşağı inen enkaz çığları oluşturur. Bu tür çığlar, çarpma kraterlerinin yakınında veya içinde düzenli olarak gözlenir ve " enkaz apronları " olarak adlandırılır . Zaman zaman, kraterlerin duvarları, Mars'ta görülen belirli yüzeylere benzeyen, 'kanallar' adı verilen vadi benzeri kesiklerle dolanıyor. Süblimleşme hipotezi doğrulanırsa, alçak yüksekliklerdeki koyu renkli malzemeler, bozunmuş ve esas olarak buzlu bir anakaya kaplamış olan kraterlerin yükseltilmiş kenarlarından kaynaklanan, esas olarak sırsız enkazdan oluşan bir filmdir.
Callisto'nun farklı bölgelerinin göreceli yaşları, içerdikleri çarpma kraterlerinin yoğunluğundan belirlenebilir . Yüzey ne kadar eskiyse, o kadar çok krater vardır. Kesin bir tarihleme yapılmadı, ancak bu teorik düşüncelere dayanarak, kraterli ovaların yaşının, yaklaşık olarak Güneş Sistemi'nin oluştuğu zaman olan 4,5 milyar yıl civarında olduğu tahmin ediliyor . Çok halkalı yapıların ve çarpma kraterlerinin yaşı, incelenen yüzeyin kraterleşme oranlarına bağlıdır ve yaşları çeşitli yazarlar tarafından 1 ila 4 milyar yıl arasında tahmin edilmektedir.
Callisto, çoğunlukla karbondioksitten oluşan ince bir atmosfere sahiptir . Bu kullanılarak keşfedilmiştir Yakın Kızılötesi eşleme Spektrometresi (NIMS) Galileo prob Araştırmacılar CO 4.2 mikrometre emiş hattı keşfetmiş bulunuyoruz 2. Yüzeyinde basınç tahmin edilmektedir 7.5 x 10 -12 bar 4 x 10 de ve parçacık yoğunluğu 8 cm -3 . Atmosfer muhtemelen sürekli beslenir çünkü böylesine ince bir atmosfer, aksi takdirde birkaç gün içinde yok olur. Uydunun buzlu kabuğundan karbon dioksit buzunun yavaş süblimleşmesiyle beslenebilir, bu süreç, süblimasyon yoluyla yüzeyde küçük parlak tümseklerin oluşumu hipoteziyle uyumlu olacaktır.
Callisto iyonosfer biri sırasında, ilk kez tespit edildi Geçişler Galileo prob (overflights); Bu iyonosfer yüksek elektron yoğunluğu (7-17 x 10 sahiptir 4 cm -3 yalnızca atmosferdeki karbondioksit fotoiyonizasyon işlemi ile açıklanamaz). Bu nedenle, Callisto'nun atmosferi esas olarak CO2'den on ila yüz kat daha fazla miktarda olan moleküler oksijenden oluşabilir .. Bununla birlikte, Callisto'nun atmosferinde oksijenin varlığına dair doğrudan bir kanıt yoktur. Hubble Uzay Teleskobu (HST) ile yapılan gözlemler , Ay'ın iyonosferinin ölçümleriyle uyumlu olan Hubble tarafından elementin tespit edilememesinden yola çıkarak atmosferdeki oksijen konsantrasyonu için bir üst sınır belirledi. Aynı zamanda, Hubble, Callisto'nun yüzeyinde sıkışmış yoğun oksijeni tespit etti.
Kısmi türevler demek olan Callisto'nun, ölçer eylemsizlik momenti elde edilir yoğunluklarına bağlı olarak, farklı malzemelerin kısmi ayırma ay buzu eritmek için yeterli derecede ısıtılır hiçbir zaman gösterir. Bu nedenle, oluşum en olası model yavaş toplanma içinde Jüpiter düşük yoğunluklu alt bulutsu (oluşumundan sonra Jüpiter çevresinde bulunan gaz ve toz, bir disk). Böyle bir yığılma aşaması, soğutma fenomeninin darbeler, radyoaktivite ve sıkıştırmanın neden olduğu ısı artışını içermesine izin verecek ve böylece malzeme erimesini ve hızlı farklılaşmayı önleyecektir . Callisto'nun oluşumu 0,1 ile 10 milyon yıl arasında sürecekti.
Sonra Callisto'nun daha sonra evrim toplanma aşaması soğutma radyoaktivite nedeniyle ısıtılması fenomeni ile işaretlenmiş termal iletim katı ya da alt yüzey yakınında ve konveksiyon katılaşma durumuna içinde.. Buzlu uydu modellerinde temel bilinmeyen, buzda katı haldeki konveksiyondur . Bu olgu görünür sıcaklığı yeterince yakındır erime noktasına bağlı olarak sıcaklık bağımlılığı, viskozite buz. Buzlu cisimlerde katı altı haldeki konveksiyon, 1 cm/yıl mertebesinde buz hareketleriyle yavaş bir süreçtir , ancak yine de uzun zaman ölçeklerinde (jeolojik ölçekler) çok önemli bir soğuma sürecidir. İş başındaki fenomen , ayın soğuk, sert dış tabakasının ısıyı konveksiyon olmadan dağıttığı, alt katı halde aşağıdaki buzda konvektif süreçlerin meydana geldiği durgun bir kapak rejimi olacaktır . Callisto için iletken dış katman, kalınlığı yaklaşık yüz kilometre olan soğuk ve sert litosfere karşılık gelir. Onun varlığı, Callisto'nun yüzeyinde içsel aktivite belirtilerinin yokluğunu açıklayacaktır. Konveksiyonun meydana geldiği buz tabakası birkaç alt tabakadan oluşabilir, çünkü orada bulunan güçlü basınçlar altında, su buzu , yüzeydeki buz I'den merkezdeki buza kadar farklı kristal formlarda bulunur . Callisto'nun içindeki katı altı konveksiyon süreci, aksi takdirde büyük bir çekirdek, kayalık ve buzlu bir manto oluşturacak olan büyük ölçekli buz erimesini ve farklılaşmayı (ay tarihinin başlarında başlamış olsaydı) önlemiş olabilir. Bununla birlikte, konvektif süreç nedeniyle, Callisto'daki kayaların ve buzun yavaş ve kısmi bir ayrılması ve farklılaşması milyar yıllık bir ölçekte meydana geldi ve bu güne kadar devam edebilir.
Callisto'nun evrimi üzerine mevcut teorilere göre, ayın içinde bir sıvı su okyanusu olan bir katman bulunur. Varlığı , buzun kristalin I formunun erime sıcaklığının özel davranışına bağlı olacaktır ; ulaşana kadar bu sıcaklık, basınç azalır 251 K (örneğin, yaklaşık olarak -22 ° C de) 2.070 bar . Callisto'nun tüm gerçekçi modellerinde, 100 ila 200 km derinlik arasındaki katman sıcaklığı , bu olağandışı erime sıcaklığına çok yakın veya biraz üzerindedir. Az miktarda amonyakta bile (kütlece yaklaşık %1 veya %2) mevcudiyet, karışımın erime sıcaklığı daha da düşük olacağından, bir sıvı fazın varlığını pratik olarak garanti eder.
Callisto'nun genel yapısı Ganymede'ninkine çok benzese de, çok daha basit bir jeolojik geçmişi olurdu . Yüzey, esas olarak darbelerin ve diğer dışsal olayların etkisi altında oluşmuş olurdu. Arazisi birkaç yüz kilometre uzunluğunda olabilen oluklar ile kaplı komşusu Ganymede'nin aksine, Callisto'da tektonik aktiviteye dair çok az kanıt var. Callisto'nun nispeten basit jeolojik tarihi, gezegenbilimcilerin daha karmaşık nesneleri incelerken ayı referans olarak kullanmalarına olanak tanır .
Callisto olağanüstü jeolojik oluşumlar edildi adını İskandinav mitolojisinde . Böylece, en büyük iki kraterler uyduların olan Valhalla ve Asgard sonra sırasıyla adlandırılmış, düşen savaşçıların cennet ve tanrıların ikamet ettiği yere .
Olduğu gibi Avrupa ve Ganymede , bazı bilim adamları iddia var dünya dışı mikrobik canlılar Cal'ı yüzeyinin altında varsayımsal tuzlu okyanus bulunabilir. Bununla birlikte, okyanus ve kayalık çekirdek arasında olası bir temasın olmaması nedeniyle ( hidrotermal dağların varlığını ve en düşük ısı akışının dağılmasını önleyecek) koşullar, Callisto'da yaşamın ortaya çıkması için Avrupa'dan çok daha az elverişli olacaktır. Callisto'nun iç katmanlarından Araştırmacı Torrence Johnson, diğer Galilean uydularına kıyasla Callisto'da yaşam olma olasılığı hakkında şunları söyledi:
"Yaşamın temel bileşenleri - 'prebiyotik kimya' dediğimiz şey - Güneş Sistemi'ndeki kuyruklu yıldızlar, asteroitler ve buzlu aylar gibi birçok nesnede bol miktarda bulunur. Biyologlar, yaşamı desteklemek için sıvı su ve enerjinin gerekli olduğuna inanırlar, bu nedenle sıvı suyun bulunabileceği bir yer bulmak ilginçtir. Ancak, enerji ile ilgili olarak, Callisto okyanusu yalnızca radyoaktif elementler tarafından ısıtılırken, Avrupa Jüpiter'e daha yakın olması nedeniyle gelgit kuvvetleri tarafından üretilen enerjiye sahiptir. "
Daha önce bahsedilen düşüncelere ve diğer bilimsel çalışmalara dayanarak, Avrupa, mikrobiyal yaşam formlarını barındırması en muhtemel Galilean ayı olacaktır .
1970'lerde Jüpiter'in yakınından geçen Pioneer 10 ve Pioneer 11 sondaları , Dünya'dan yapılan gözlemlere kıyasla Callisto hakkında çok az yeni bilgi sağlıyor. Gerçek atılım flybys ait Voyager 1 ve 2 1979-1980 yılında. 1-2 km çözünürlükle Callisto yüzeyinin yarısından fazlasını fotoğraflıyorlar ve sıcaklığını, kütlesini ve şeklini doğru bir şekilde ölçüyorlar.
Ancak, Jovian keşif araştırması Galileo'ya kadar yeni keşifler yapılmadı. 1994'ten 2003'e kadar Galileo, Callisto'nun üzerinden sekiz kez uçtu. 2001'deki son geçişi sırasında, C30 yörüngesi sırasında yüzeyden sadece 138 km geçti . Callisto'nun tüm yüzeyini fotoğraflamayı bitiriyor ve Callisto'nun bölümlerinin fotoğraflarını 15 metreye kadar çözünürlükle çekiyor.
2000 yılında, Satürn'e giden Cassini-Huygens sondası, Callisto da dahil olmak üzere Galilean uydularının yüksek çözünürlüklü kızılötesi spektrumlarını oluşturdu. Şubat-Mart 2007'de, hedefi Pluto olan Yeni Ufuklar sondası , Callisto'nun yeni görüntülerini ve spektrumlarını yaptı.
2003 yılında NASA , Dış Güneş Sisteminin insan keşfi üzerine İnsan Dış Gezegenler Keşfi (HOPE) adlı bir masa başı çalışması gerçekleştirdi . Çalışma daha çok Callisto'ya odaklanıyor. Daha sonra, Güneş Sisteminin geri kalanının daha fazla araştırılmasını yürütmek için Callisto'nun yüzeyinde yakıt üretecek bir üs inşa edilmesi önerildi. Seçim, maruz kaldığı düşük radyasyon ve jeolojik kararlılığı nedeniyle Callisto'ya düştü . Bir üs, daha sonra Avrupa'yı keşfetmeyi mümkün kılabilir ve Güneş Sistemi'nin dış bölgelerini keşfedecek gemiler için bir Jovian benzin istasyonu olarak hizmet edebilir. Bu gemiler, kendilerini ilerletmek için gezegenin yerçekimi yardımını kullanmak için Callisto'dan ayrıldıktan sonra Jüpiter'in alçak irtifa üzerinden geçişini gerçekleştireceklerdi .