Kallisto (mesiac)

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Kallisto
Callisto.jpg
Základné informácie
Objaviteľ Galileo Galilei,
Simon Marius[1]
Dátum objavenia 7. január 1610
Satelit Jupiter
Iné označenia Jupiter IV
Orbitálne (obehové) vlastnosti
(Epocha: J2000.0)
Excentricita 0,0074
Pericentrum 1 869 000 km
Apocentrum 1 897 000 km[pozn. 1]
Perióda obehu 16,7 d[2]
Priemerná obežná rýchlosť 8,204 km/s
Uhol sklonu dráhy k rovníku planéty 0,192°
Fyzikálne vlastnosti
Rovníkový priemer 4 821 km
(0,378 Zeme) [3]
Plocha povrchu 7,30 × 107 km²
(0,143 Zeme)[pozn. 2]
Objem 7,30 × 1010 km³
(0,0541 Zeme)[pozn. 3]
Hmotnosť 1,075938 × 1023 kg
(0,018 Zeme)[3]
Priemerná hustota 1,8344 ± 0 0 034 g/cm3[3]
Gravitácia na rovníku 1,235 m/s2
(0,126 G)[pozn. 4]
Úniková rýchlosť 2,440 km/s[pozn. 5]
Odklon osi rotácie k orbite mesiaca 0[3]
Albedo 0,22 (geometrické)[4]
Priemerná povrchová teplota 134 ± 11 K[4]
Atmosférické vlastnosti
Atmosferický tlak 7,5 pbar[5]
Zloženie atmosféry ~4 x 108 cm−3 oxid uhličitý[5]
do 2 x 108 cm−3 molekulárny kyslík(O2)[6]

Celestia.png Pozri aj Portál Slnečná sústava

Kallisto alebo Callisto je prirodzený satelit Jupitera. Patrí k tzv. Galileovým mesiacom, pretože ho objavil Galileo Galilei na začiatku 17. storočia v roku 1610.[1] Kallisto je tretím najväčším mesiacom v slnečnej sústave a druhým najväčším z Jupiterových mesiacov po Ganymede. Kallisto má priemer 4 820 km, takže dosahuje približne 99 % veľkosti planéty Merkúr, ale len asi tretiny jeho hmotnosti. Obieha ako štvrtý najvzdialenejší mesiac z galileových mesiacov s polomerom obehu asi 1 880 000 km.[2] Oproti Io, Europe a Ganymede sa nezúčastňuje na orbitálnej rezonancii spomínaných mesiacov, takže nemá vnútorný zdroj tepla v podobe prílivového pôsobenia ako ony.[7] Mesiac má ale s Jupiterom viazanú rotáciu, takže neustále smeruje k planéte rovnakou stranou. Keďže obieha ďaleko od Jupitera, je jeho povrch menej ovplyvňovaný pôsobením jeho magnetosféry ako v prípade vnútorných mesiacov.[8] Vzdialenosť od planéty je 1 882 700 km.[2]

Teleso je tvorené horninami a ľadom v približne rovnakom pomere. Priemerná hustota mesiaca dosahuje 1,83 g/cm3. Spektroskopické merania naznačujú, že sa na povrchu nachádza vodný ľad, oxid uhličitý, kremičitany a organické látky. Jeho kôra je hrubá až 150 km. Pod ľadovou kôrou mesiaca sa v hĺbke okolo 100 km nachádza zrejme relatívne plytký oceán slanej vody a pod ním už len nediferencované či len čiastočne diferencované jadro zložené z kremičitanov.[9][10]

Povrch Kallisto je silne rozrytý impaktnými krátermi a je preto veľmi starý. Neukazuje žiadne stopy podpovrchových procesov ako je dosková tektonika či vulkanizmus a tak sa predpokladá, že celý jeho povrch bol sformovaný iba vplyvmi iných telies.[11] Medzi výrazné povrchové útvary patria početné prstencové štruktúry, impaktné krátery rôznych tvarov a pásy sekundárnych kráterov a jaziev, hrebeňov a uloženín.[11] Pri bližsom pohľade na mesiac je povrch členitý a tvorený malými svetlými zmrznutými depozitami nachádzajúcimi sa na vrcholkoch vyvýšenín. Tieto vyvýšeniny sú obklopené hladkou vrstvou tmavého materiálu.[4] Predpokladá sa, že je to výsledok degradácie malých útvarov vplyvom sublimácie, čo podporuje absencia malých impaktných kráterov a prítomnosť množstva malých pahorkov, ktoré pravdepodobne predstavujú ich zvyšky.[12] Absolútny vek povrchu nie je známy.

Kallisto má veľmi slabú atmosféru zloženú z oxidu uhličitého [5] a pravdepodobne tiež molekulárneho kyslíka [6] a nad ňou potom pomerne intenzívnu ionosféru.[13] Predpokladá sa, že mesiac vznikol pomalou akréciou z disku prachu a plynu, ktorý obklopoval Jupiter po jeho vzniku.[14] Pretože akrécia prebiehala pomaly a aj slapové ohrievanie bolo veľmi malé, nemal Kallisto dostatok tepla, aby mohla prebehnúť jeho vnútorná diferenciácia. Pomalá konvekcia vnútri Kallisto, ktorá začala krátko po vzniku mesiaca, viedla k čiastočnej diferenciácii a pravdepodobne aj k sformovaniu podpovrchového oceánu v hĺbke okolo 100 – 150 km a malého kamenného jadra.[15]

Pravdepodobná prítomnosť podpovrchového oceánu necháva otvorenú možnosť, že by Kallisto mohol hostiť potenciálny mimozemský život. Ale podmienky pre jeho vznik sú menej prívetivé ako v prípade susednej Europy.[16] Mesiac skúmali sondy Pioneer 10, Pioneer 11, Galileo a Cassini. Kvôli nízkej miere radiácie na povrchu mesiaca sa dlho uvažovalo o Kallisto ako o najvhodnejšom mieste pre prípadnú ľudskú základňu pre výskum Jupiterovej sústavy.[17] Teplota na jeho povrchu sa pohybuje od −130 °C do −190 °C.

Objavenie a pomenovanie[upraviť | upraviť zdroj]

Kallisto bol objavený Galileom v januári 1610 spolu s ďalšími tromi mesiacmi Jupitera: Ganymedom, Io a Europou.[1] Pomenovaný bol podľa gréckej mytológie po jednej z viacerých mileniek Dia Kallisto (Καλλιστώ), čo bola nymfa spájaná s bohyňou lovu Artemis.[18] Meno navrhol Simon Marius,[19] ktorý bol s Galileom v spore o pripísaní prvenstva v objavení mesiacov. Marius pripísal nápad Johnanovi Keplerovi.[18] Pomenovanie Kallisto sa však dlhý čas neujalo a mesiac bol označovaný ako "Jupiter IV" alebo "štvrtý mesiac Jupitera" označujúci jeho poradie od Jupitera, meno sa zase začalo používať až v polovici 20. storočia, kedy bolo objavené veľké množstvo ďalších mesiacov.[20]

Obežná dráha a rotácia[upraviť | upraviť zdroj]

Kallisto (vľavo dole), Jupiter (vpravo hore) a Europa (vľavo dole pod Veľkou červenou škvrnou), snímka vyhotovila sonda Cassini.

Kallisto je najvzdialenejší zo štyroch Galileových mesiacov obiehajúcich okolo Jupitera. Jupiter obieha približne vo vzdialenosti 1 880 000 km (zodpovedá 26,3 polomerom Jupitera),[2] čo oveľa viac ako u tretieho Ganymeda, ktorý obieha vo vzdialenosti 1 070 000 km. V dôsledku tejto vzdialenosti sa Kallisto nezúčastňuje na orbitálnej rezonancii s tromi ďalšími Galileovými mesiacmi a pravdepodobne sa na nej nezúčastňoval ani predtým.[7]

Ako u väčšiny ďalších pravidelných planetárnych mesiacov je aj rotácia Kallisto viazaná.[3] Dĺžka dňa je potom na povrchu mesiaca rovnako dlhá ako doba obehu, teda približne 16,7 pozemského dňa. Jeho obežná dráha je trochu excentrická a naklonená k Jupiterovmu rovníku s orbitálnou excentricitou a inklináciou meniacou sa kvázi-periodicky vplyvom slnečných a planetárnych gravitačných pôsobení. Rozsah zmien je medzi 0,0072 – 0,0076 respektíve 0,20 – 0,60°.[7] Tieto orbitálne variácie spôsobujú sklony rotačnej osi (uhol medzi rotačnou a obežnou osou) medzi 0,4 až 1,6°.[21]

Dynamická izolácia Kallisto znamená, že mesiac nebol nikdy poznateľne zahriaty slapovým teplom, čo malo významné dôsledky pre jeho vnútornú stavbu a evolúciu.[22] Jeho vzdialenosť od Jupitera taktiež znamená, že tok nabitých častíc z planetárnej magnetosféry na mesačný povrch je relatívne nízky, až 300 krát menší ako je tomu napríklad u Europy. Preto, na rozdiel od ďalších Galileových mesiacov, malo ožiarenie nabitými časticami relatívne malý efekt na povrch Kallisto.[8] Hladina radiácie na povrchu mesiaca zodpovedá približne 0,01 remu (0,1 mSv) za deň.[23]

Fyzikálna charakteristika[upraviť | upraviť zdroj]

Zloženie[upraviť | upraviť zdroj]

Spektrum blízke infračervenému žiareniu tmavých, krátermi plání (červený), naznačuje relatívne nízke zastúpenie vody (medzi 1 až 2 mikrónmi) a viac horninového materiálu ako v impaktných nížinách (Asgard, modrý).

Priemerná hustota Callisto, 1,83 g/cm3,[3] naznačuje, že je zložená z kamenného materiálu a vodného ľadu v približne rovnakom pomere s menším zastúpením nestálych ľadov ako napríklad čpavku.[9] Hmotnostné zastúpenie ľadov sa pohybuje medzi 49 až 55 %.[9][15] Presné zloženie horninového plášťa nie je známe, ale je podobné zloženiu chondritov typu L alebo LL, ktoré sa od chondritu typu H líšia predovšetkým menším zastúpením železa, vyskytujúcom sa prevažne vo forme oxidov a len v malej miere v metalickej forme. V prípade Callisto je hmotnostný pomer železa voči kremičitanom 0,9 ku 1,3, u Slnka je tento pomer 1:8.[9]

Povrchové albedo Kallisto je okolo 20 %.[4] Jeho povrchové zloženie je pravdepodobne veľmi podobné jeho celkovému zloženiu. Infračervená spektroskopia odhalila prítomnosť absorpčných čiar vodného ľadu na vlnových dĺžkach 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometra.[4] Vodný ľad sa zdá byť na povrchu mesiaca všadeprítomným, s celkovým podielom asi 25 – 50 %.[10] Analýza snímok v infračervenom a ultrafialovom spektre získaných sondou Galileo a pozorovanie zo Zeme odhalili aj rôzne neľadové materiály: horčíkové a železité ložisko hydratovaných kremičitanov,[4] oxid uhličitý,[24] oxid siričitý[25] a možno amoniak a rôzne organické zlúčeniny.[4][10] Spektrálne dáta ukazujú, že mesačný povrch je v malom meradle extrémne rôznorodý. Malé kúsky ľadu z čistej vody sú pomiešané s kúskami zmesi ľadu a kamenia, na ktoré nadväzujú tmavé oblasti zložené z neľadového materiálu.[4][11]

Povrch mesiaca je asymetrický; privrátená strana (strana v smere obehu mesiaca) je tmavšia ako strana odvrátená. U všetkých ostatných Galileových mesiacov je situácia obrátená, teda privrátená strana je svetlejšia ako odvrátená.[4] Zdá sa, že odvrátená strana Kallisto je obohatená oxidom uhličitým, avšak privrátená strana obsahuje viac oxidu siričitého.[26] Mnoho čerstvých impaktných kráterov na povrchu taktiež ukazuje prítomnosť oxidu uhličitého.[26] Celkovo sa odhaduje, že chemické zloženie povrchu, hlavne tmavých oblastí, by mohlo byť podobné zloženiu asteroidov typu D,[11] ktorej povrch je tvorený uhlíkatým materiálom.

Stavba[upraviť | upraviť zdroj]

Model vnútornej štruktúry mesiaca ukazuje povrchovú ľadovú vrstvu, pravdepodobne vrstvu tekutej vody a ľadovo-kamennú vnútornú stavbu.

Povrch Callisto posiaty krátermi leží na studenej, stuhnutej a ľadovej litosfére, ktorá je medzi hrubá 80 až 150 km.[9][15] Ak pod povrchovou kôrou existuje slaný oceán, nachádza sa v hĺbke medzi 50 až 200 km,[9][15] ako naznačujú štúdie magnetického poľa okolo Jupitera a jeho mesiacov.[27][28] Zistilo sa, že Callisto reaguje na premenlivé magnetické pole Jupitera ako ideálne vodivá guľa; znamená to, že pole nemôže preniknúť dovnútra mesiaca. To možno vysvetliť existenciou vrstvy tvorenej veľmi vodivou tekutinou s hrúbkou najmenej 10 km.[28] Existencia oceánu je pravdepodobnejšia, ak voda obsahuje malé množstvo čpavku či inej nemrznúcej zmesi a to v zastúpení minimálne 5 hmotnostných percent.[15] V tomto prípade by vrstva oceánu mohla byť 250 až 300 km hrubá.[9] Ak by na mesiaci oceán neexistoval, ľadová kôra by bola pravdepodobne hrubá okolo 300 km.

Pod litosférou a prípadným oceánom nie je vnútorná stavba Kallisto úplne jednotvárna, ale ani výrazne rozdielna. Údaje nasnímané sondou Galileo[3] (najmä bezrozmerný moment zotrvačnosti[pozn. 6] -0,3549 ± 0,0042 – určený počas tesných preletov okolo mesiaca) naznačujú, že vnútro mesiaca je tvorené stlačenými horninami a zmesou ľadu s narastajúcim obsahom hornín so zvyšujúcou sa hĺbkou spôsobenom čiastočným usadzovaním jednotlivých zložiek.[9][29] Inými slovami, Kallisto je len čiastočne diferencované. Hustota a moment zotrvačnosti sú v zhode s existenciou malého silikátového jadra uprostred mesiaca. Polomer takéhoto jadra by nemohol prekročiť 600 km a jeho hustota by ležala medzi 3,1 – 3,6 g/cm3.[3][9]

Povrchové útvary[upraviť | upraviť zdroj]

Searchtool.svg
Pozri aj: Zoznam kráterov na Kallisto
Snímka sondy Galileo ukazuje krátermi posiatu planinu

Prastarý povrch Kallisto je jedným z najviac krátermi posiatych povrchov v slnečnej sústave.[30] Frekvencia impaktných kráterov na povrchu je blízko nasýtenia, čo znamená, že vznik nového kráteru by viedol k zániku staršieho kráteru. Morfológia povrchu je pomerne jednoduchá, pretože sa na povrchu nenachádzajú žiadne hory, sopky a ani tektonické útvary vzniknuté ednogénnymi pochodmi vnútri mesiaca.[31] Impaktné krátery a niekoľko prstencových štruktúr spolu so sprievodnými trhlinami, zrázmi a usadeným materiálom sú jediné veľké útvary, ktoré sa na povrchu nachádzajú.[11][31]

Povrch Callisto sa dá rozdeliť na niekoľko geologicky rozdielnych jednotiek: pláne posiate impaktnými krátermi, svetlé planiny, jasné a tmavé hladké pláne a množstvo jednotiek spojených s niekoľkými jednotlivými prstencovými štruktúrami a impaktnými krátermi.[11][31] Pláne posiate impaktnými krátermi pokrývajú väčšinu povrchu a predstavujú starú litosféru tvorenú zmesou ľadu a horninového materiálu. Svetlé pláne tvoria jasné impaktné krátery ako Burr a Lofn, rovnako tak aj zvyšky takmer starých kráterov a centrálne oblasti prstencových štruktúr.[11] Predpokladá sa, že svetlé pláne vznikli ako výsledok depozície ľadových častíc z impaktov. Svetlé, hladké planiny tvoria malú časť povrchu Kallisto. Nachádzajú sa v okolí chrbtov a údolí spojených so vznikom kráterov Valhalla a Asgard a ako izolované miesta v krátermi posiatych planinách. Predpokladalo sa, že sú spojené s endogénnou aktivitou, ale snímky vo vysokom rozlíšení zo sondy Galileo ukázali, že svetlé, hladké planiny korelujú so silne popraskaným a kopcovitým terénom a neukazujú žiadne známky pretvorenia povrchu.[11] Snímky zo sondy Galileo odhalili malé, tmavé, hladké oblasti s veľkosťou menej než 10 000 km², ktoré vyzerajú, ako by obopínali okolitý terén. Pravdepodobne by mohlo ísť o depozity spojené s kryovulkanizmom. [11] Obe skupiny, ako svetlé tak aj rôznorodé hladké planiny, sú mladšie a menej posiate krátermi ako okolité krátermi posiate planiny.[11][32]

Impaktný kráter Hár s centrálnym vrcholkom. Lúče sekundárnych kráterov pochádzajúce od mladšieho impaktu, ktorý vytvoril kráter Tindr v pravom hornom rohu.

Impaktné krátery majú priemer od 0,1 km, čo je spodná hranica rozlíšenia zhotovených snímok, až viac ako 100 km bez započítania prstencových štruktúr.[11] Malé krátery s priemerom menej ako 5 km majú jednoduchý miskovitý tvar alebo rovné dno. Krátery väčšia ako 5 km a menšie ako 40 km majú vyvinutý centrálny vrchol. Väčšie impaktný štruktúry s priemerom 25 až 100 km majú centrálnu depresiu namiesto vrcholku ako napríklad kráter Tindr.[11] Väčšie krátery s priemerom viac ako 60 km môžu mať centrálny dóm, ktorý vzniká ako výsledok tektonického zdvihu centrálnej časti krátera po dopade[11] ako v prípade kráterov Doh a Hár. Malé množstvo veľmi veľkých kráterov presahujúcich 100 km a svetlé impaktné krátery ukazujú anomálnu geometriu centrálneho dómu.[11] Krátery na Kallisto sú zvyčajne plytšie ako podobné krátery na Mesiaci.

Snímka vytvorená sondou Voyager 1 ukazuje Valhalla, prstencový impaktný útvar s priemerom 3 800 km

Najväčšími impaktnými útvarmi na povrchu Kallisto sú mnohopočetné prstencové panvy.[11][31] Dve z nich sú obrovské. Valhalla je najväčšia, má svetlejšiu centrálnu oblasť s priemerom 600 km a prstence siahajúce až do vzdialenosti 1 800 km od centra krátera.[33] Druhý najväčší kráter je Asgard, ktorý má v priemere 1 600 km.[33] Prstencové štruktúry vznikli pravdepodobne ako dôsledok podopadových deformácií prejavujúcich sa sústredným popraskaním litosféry ležiacej na vrstve mäkkého či tekutého materiálu, pravdepodobne oceánu.[34] Ďalšími útvarmi sú tzv. Catenae, napríklad Gomul Catena, dlhé reťaze impaktných kráterov ležiace v rade naprieč povrchom. Vznikli pravdepodobne vplyvom objektov, ktoré boli slapovými silami pri blízkom prelete okolo Jupitera roztrhané a následne dopadli na povrch Kallisto, alebo by mohlo ísť o pozostatky dopadu telesa pod nízkym uhlom.[11] Historickým prípadom rozpadu telesa vplyvom gravitácie Jupitera bol rozpad kométy Shoemaker-Levy 9, ktorej úlomky následne narazili do Jupitera. Na povrchu Kallisto sa nachádzajú aj malé oblasti tvorené čistým vodným ľadom s albedom okolo 80 % obklopené omnoho tmavším materiálom.[4] Zábery vo vysokom rozlíšení nasnímané sondou Galileo ukázali, že tieto svetlejšie oblasti sú umiestnené hlavne na vyvýšených miestach povrchu ako sú okraje kráterov, zrázy, chrbty a pahorky.[4] Predpokladá sa, že sú tvorené tenkou vrstvou zamrznutých vodných depozitov. Tmavý materiál zvyčajne leží v nížinách a obklopuje a čiastočne prikrýva svetlejšie útvary. Často vypĺňa dna impaktných kráterov väčších ako 5 km a mezikráterové depresie.[4]

Dva zosuvy dlhé 3 až 3,5 km sú viditeľné v pravej časti snímky na dne dvoch veľkých impaktných kráterov

V meradle menšom ako kilometer sa povrch Kallisto javí viac degradovaný ako povrch ostatných Galileových mesiacov.[4] Na povrchu chýbajú malé impaktné krátery s priemerom menším ako 1 km v porovnaní napríklad s tmavými planinami na povrchu Ganymeda.[11] Miesto malých impaktných kráterov sú takmer všadeprítomnými povrchovými útvarmi malé pahorky a depresie.[4] Predpokladá sa, že pahorky predstavujú pozostatky okrajov impaktných kráterov, ktoré boli erodovadé zatiaľ neznámym mechanizmom.[12] Najpravdepodobnejší sa javí pomalý proces sublimácie ľadu, čo je umožnené teplotou 156 K, pri ktorej Kallisto dosiahne subsolárny bod.[4] Takáto sublimácia vody alebo iných prchavých zložiek zo špinavého ľadu tvoriaceho podložie spôsobí jeho rozklad. Materiál neobsahujúci ľad zostáva na povrchu a tvorí úlomkové lavíny, ktoré sa zosúvajú po svahoch kráterov.[12] Takéto lavíny sú často pozorované v blízkosti a vo vnútri impaktných kráterov.[4][12][11] Steny kráterov sú príležitostne prerušené malými vpustami (ang. gullies), ktoré sú známe z povrchu Marsu.[4] V hypotéze sublimácie ľadu je nízko ležiaci tmavý materiál interpretovaný ako vrstva, ktorá je tvorená časticami pochádzajúcími z okraja kráterov bez prítomnosti ľadu.

Relatívny vek rôznych jednotiek na povrchu Kallisto sa dá určiť pomocou frekvencie impaktných kráterov, ktoré sa na jeho povrchu nachádzajú. Čím je povrch starší, tým viac impaktných kráterov obsahuje.[35] Absolútne datovania povrchu zatiaľ neprebehlo, ale na základe teoretických úvah sa predpokladá, že krátermi posiate planiny sú okolo 4,5 miliardy rokov staré, čo zodpovedá takmer času vzniku slnečnej sústavy. Vek multi-prstencových štruktúr a impaktných kráterov záleží na zvolenej rýchlosti vzniku impaktných kráterov a rôzni autori sa rozchádzajú v datovaní medzi 1 až 4 miliardami rokov.[11][30]

Krátery sú pomenované podľa hrdiniek a hrdinov severských bájí. Veľký kráter Tornarsuk s priemerom 104 km je napríklad pomenovaný podľa bájneho grónskeho hrdinu.[36]

Atmosféra a ionosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Indukované magnetické pole okolo Kallisto

Kallisto má veľmi slabú atmosféru tvorenú oxidom uhličitým.[5] Bola detegovaná zariadením Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) s absorpciou žiarenia s vlnovou dĺžkou 4,2 mikrometera na palube sondy Galileo. Povrchový tlak atmosféry bol určený na 7,5×10−12 baru a hustota častíc na 4×108 cm−3. Keďže takáto riedka atmosféra by sa stratila už za štyri dni, musí byť neustále dopĺňaná, pravdepodobne sublimáciou suchého ľadu z mesačnej ľadovej kôry,[5] čo by bolo v zhode s hypotézou sublimačnej degradácie povrchu vysvetľujúcej vznik povrchových pahorkov.

Ionosféra Kallisto bola prvýkrát objavená počas preletu sondy Galileo[13], jej hustota elektrónov dosahujúca 7 až 17 × 104 cm−3 nemôže byť vysvetlená iba fotoionizáciou atmosférického oxidu uhličitého. Z toho dôvodu existuje podozrenie, že v atmosfére Kallisto v súčasnosti dominuje molekulárny kyslík, ktorý je 10 až 100-krát početnejší ako CO2.[6] Ale kyslík zatiaľ nebol priamo v atmosfére Kallisto detegovaný. Horný limit jeho možnej koncentrácie v atmosfére bol stanovený na základe pozorovaní pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu (HST).[37] V ten istý čas bol HST schopný detegovať kondenzovaný kyslík zachytený na povrchu Kallisto.[38]

Pôvod a vývoj[upraviť | upraviť zdroj]

Čiastočná diferenciácia Kallisto (odvodená napríklad z merania momentu zotrvačnosti) znamená, že mesiac sa nikdy vnútri nezohrial natoľko, aby došlo k roztaveniu jeho ľadovej zložky.[15] Preto sa ako najviac pravdepodobný model javí vznik mesiaca prostredníctvom pomalej akrécie v nízkohustej hmlovine tvorenej plynom a prachom, obiehajúcej okolo Jupitera po jeho sformovaní.[14] Takýto pomalý stupeň akrécie by umožnil ochladzovaniu mesiaca držať krok s akumuláciou tepla spôsobenou impaktmi, rozpadom rádioaktívnych prvkov a kontrakciami mesiaca a tým zabrániť roztaveniu materiálu a rýchlej diferenciácii.[14] Možný čas potrebný pre vznik Kallisto sa potom pohybuje medzi 0,1 – 10 miliónmi rokov.[14]

Pohľad na erodované (horné) a takmer úplne erodované (dolné) ľadové vrcholky (vysoké okolo sto metrov), ktoré boli pravdepodobne sformované dopadom ejekty vyvrhnutej pri vzniku prastarých kráterov.

Neskoršia evolúcia Kallisto po akrécii závisela na bilancii tepla z rádioaktívnych rozpadov, ochladzovania tepelnou kondukciou v blízkosti povrchu a subsolidovou konvekciou vnútri mesiaca.[22] Podrobnosti subsolidovej konvekcie v ľade sú zdrojom najväčších neistôt v modeloch všetkých ľadových mesiacov. Je známe, že vzniknú, keď je teplota dostatočne blízko teplote topenia, vzhľadom na teplotné závislosti viskozity ľadu.[39] Subsolidová konvekcia v ľadových telesách je pomalý proces s pohybom ľadu okolo 1 cm/rok, ale z dlhodobého hľadiska aj tak ide o veľmi efektívny chladiaci mechanizmus.[39] Zdá sa, že prebieha v podmienkach, keď pevná chladná vrstva na okraji mesiaca vedie teplo kondukciou, zatiaľ čo pod ňou sa ľad nachádza v subsolidovom stave, takže môže viesť teplo konvekciou.[15][39] Vonkajšia konduktívna vrstva u Kallisto zodpovedá chladnej a pevnej litosfére s hrúbkou 100 km. Jej prítomnosť by vysvetlila neprítomnosť akýchkoľvek známok vnútornej aktivity na povrchu mesiaca.[39][40] Konvekcia vo vnútorných častiach mesiaca môže byť v rôznych vrstvách odlišná, pretože vplyvom vysokých tlakov sa tu vodný ľad vyskytuje v rôznych kryštalických fázach od tzv. ľadu I na povrchu až po ľad VII hlboko vnútri mesiaca.[22] Subsolidová konvekcia vo vnútri Kallisto mohla brániť topeniu ľadu vo väčšom meradle, takže nemohla prebehnúť žiadna vnútorná diferenciácia telesa, ktorá by inak viedla k vytvoreniu veľkého kamenného jadra a ľadovej kôry. Vplyvom konvekčných procesov tu však prebiehalo len veľmi pomalé a čiastočné oddeľovanie kamenných materiálov a ľadu, a to v časovom meradle miliárd rokov, a je možné, že tento proces stále nie je ukončený.[40]

Podľa toho, čo zatiaľ o Kallisto vieme, nemožno vylúčiť existenciu vrstvy alebo "oceánu" tekutej vody pod povrchom mesiaca. To je spojené s anomálnym správaním ľadu kryštalickej fázy I, ktorého teplota topenia klesá s tlakom, a to až na 251 K pri tlaku 2070 barov.[15] Vo všetkých realistických modeloch vnútornej stavby Kallisto teplota v hĺbke medzi 100 – 200 km je veľmi blízko tejto anomálnej teploty topenia alebo ju mierne presahuje.[22][39][40] Prítomnosť aj malého množstva čpavku (okolo 1 – 2 hmotnostných %) takmer garantuje existenciu tekutej vrstvy, pretože čpavok ďalej znižuje teplotu topenia.[15]

Hoci objemovo je Kallisto veľmi podobná Ganymedu, jej geologická história bola pravdepodobne jednoduchšia. Povrch Kallisto bol formovaný impaktmi a ďalšími exogénnymi pochodmi.[11] Na rozdiel od susedného Ganymeda, ktorý má povrch pokrytý ryhami, existuje len málo náznakov o tektonických procesoch na Kallisto.[10] Relatívne jednoduchá geologická história mesiaca tak umožňuje planetológom využívať mesiac ako referenčné teleso pre porovnávacie štúdie s viacerými aktívnymi a komplexnými svetmi.[10]

Možný život v oceáne[upraviť | upraviť zdroj]

Podobne ako v prípade Europy a Ganymeda, aj na Kallisto by sa potenciálne mohol nachádzať mimozemský mikrobiálny život v slanom oceáne pod jeho povrchom.[16] Prípadné životné podmienky na Kallisto sú ale nehostinejšie ako na Europe. Hlavnými dôvodmi sú nedostatok spojení s pevným materiálom a nižší tepelný tok z vnútorných oblastí.[16] Torrence Johnson k možnosti života na Kallisto v porovnaní s ďalšími Galileovými mesiacmi povedal:[41]

Základné ingrediencie pre život, ktoré my nazývame "pre-biotická chémia", sú početné na mnohých telesách slnečnej sústavy, ako sú kométy, asteroidy a ľadové mesiace. Biológovia veria, že pre podporu života je potreba tekutá voda a energia, takže je vzrušujúce nájsť ďalší svet, kde by mohla existovať kvapalná voda. Ale energia je ďalším predpokladom a v súčasnosti je oceán Kallisto zahrievaný iba rozpadmi rádioaktívnych prvkov, avšak Europa má navyše ešte teplo produkované slapovými javmi kvôli blízkosti k Jupiteru.

Na základe vyššie uvedeného názoru a ďalších vedeckých pozorovaní sa predpokladá, že najväčšia možnosť výskytu mimozemského bakteriálneho života je na Europe.[16][42]

Prieskum[upraviť | upraviť zdroj]

Prelety amerických sond Pioneer 10 a Pioneer 11 okolo Jupitera v 70. rokoch 20. storočia priniesli len málo nových informácií, ktoré by neboli známe z pozorovaní pozemskými teleskopmi.[4] Prielom prišiel až s ďalšou generáciou amerických sond Voyager 1 a Voyager 2, ktoré Jupiterovou sústavou preleteli medzi rokmi 1979 až 1980. Sondy obstarali snímky takmer polovice povrchu Kallisto s rozlíšením medzi 1 až 2 kilometrami na pixel, presne určili teplotu povrchu, hmotnosť a tvar.[4] Druhá časť výskumu prebehla medzi rokmi 1994 až 2003, keď okolo mesiaca osemkrát tesne preletela ďalšia americká sonda Galileo. Posledný prelet C30 v roku 2001 sa odohral len 138 km nad povrchom mesiaca. Sonda Galileo ukončila snímkovanie povrchu s množstvom snímok s rozlíšením 15 metrov vo vybraných oblastiach.[11] V roku 2000 zhotovila sonda Cassini na svojej ceste k Saturnu vysoko kvalitné snímky v infračervenom spektre všetkých Galileových mesiacov vrátane Kallisto.[24] Medzi februárom až marcom roku 2007 vyhotovila nové snímky vo viditeľnom svetle a vykonala spektrálne merania sonda New Horizons na svojej ceste k Plutu.[43]

Na rok 2020 sa plánuje štart spoločného projektu americkej NASA a európske ESA s názvom Europa Jupiter System Mission (EJSM) za účelom výskumu Jupiterových mesiacov. Vo februári 2009 bolo oznámené, že projektu sa dáva prednosť pred misiou Titan Saturn System Mission.[44] Misia EJSM pozostáva z Jupiter Europa Orbiter pod patronátom NASA a Jupiter Ganymedes Orbiter vedenom ESA.[45]

Prípadná kolonizácia[upraviť | upraviť zdroj]

Umelecká predstava základne na povrchu Kallisto[46]

V roku 2003 uskutočnila americká NASA štúdiu nazvanú "Human Outer Planets Exploration" (HOPE) týkajúcu sa budúceho pilotovaného prieskumu vonkajších oblastí slnečnej sústavy. Cieľom detailného výskumu sa stal mesiac Kallisto.[17][47]

V rámci štúdie sa zvažovalo využitie Kallisto ako miesta, kde by sa mohla postaviť povrchová základňa využívaná pre produkciu paliva potrebného pre prieskum vonkajších oblastí slnečnej sústavy.[46] Výhody Kallisto sú nižšia radiácia, pretože sa mesiac nachádza najďalej z Galileových mesiacov, a geologická stabilita povrchu. Stála základňa by mohla byť využitá počas prieskumu Europy, alebo pre servis lodí na prieskum vonkajších okrajov slnečnej sústavy, ktoré by okolo Jupitera prelietali.[17]

V správe z decembra 2003 NASA uviedla, že by sa pokus o pilotovanú misii ku Kallisto mohol uskutočniť vo 40. rokoch 21. storočia.[48]

Poznámky[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Apocentrum je odvodené z vedľajšej osi a a excentricity e: a*(1+e).
  2. Plocha povrchu je odvodená z polomeru r: 4\pi r^2.
  3. Objem v je odvodený z polomeru r: 4\pi r^3/3.
  4. Povrchová gravitácia odvodená z hmotnosti m, gravitačnej konštantya polomeru r: Gm/r^2.
  5. Úniková rýchlosť odvodená z hmotnosti m, gravitačnej konštantya polomeru r: \textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}.
  6. Bezrozmerný moment zotrvačnosti možno vypočítať ako I/(mr^2), kde I je moment zotrvačnosti, m hmotnosť a r stredný polomer. Pre homogénnu guľu je bezrozmerný moment rovný 0,4, ale čím viac hustota rastie smerom k stredu, tým je hodnota nižšia.

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. a b c Galilei, G.; Sidereus Nuncius (13. marca 1610)
  2. a b c d Planetary Satellite Mean Orbital Parameters [online]. Jet Propulsion laboratary, California Institute of Technology. Dostupné online.
  3. a b c d e f g h ANDERSON, J. D., Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; et al. Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto. Icarus, 2001, roč. 153, s. 157–161. Dostupné online. DOI10.1006/icar.2001.6664.
  4. a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Callisto. [s.l.] : Cambridge University Press, 2004. Dostupné online.
  5. a b c d e CARLSON, R. W., et al. A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto. Science, 1999, roč. 283, s. 820–821. Dostupné online [pdf]. DOI10.1126/science.283.5403.820. PMID 9933159.
  6. a b c LIANG, MC, Lane, BF; Pappalardo, RT;et al. Atmosphere of Callisto. Journal of Geophysics Research, 2005, roč. 110, s. E02003. Dostupné online [pdf]. DOI10.1029/2004JE002322.
  7. a b c MUSOTTO, Susanna, Váradi Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. Icarus, 2002, roč. 159, s. 500-504. [http:// adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M Dostupné online]. DOI10.1006/icar.2002.6939.
  8. a b COOPER, John F., Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al. Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites. Icarus, 2001, roč. 139, s. 133-159. Dostupné online [pdf]. DOI10.1006/icar.2000.6498.
  9. a b c d e f g h i KUSKOV, O.L., Kronrod, VA Internal structure of Europa and Callisto. Icarus, 2005, roč. 177, s. 550-369. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2005.04.014.
  10. a b c d e SHOWMAN, Adam P., Malhotra, Renu The Galilean Satellites. Science, 1999, roč. 286, s. 77 – 84. Dostupné online [pdf]. DOI10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
  11. a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u GREELEY, R., Klemaszewski, J.E.; Wagner, L.;et al. Galileo views of the geology of Callisto. Planetary and Space Science, 2000, roč. 48, s. 829-853. Dostupné online. DOI10.1016/S0032-0633(00)00050-7.
  12. a b c d MOORE, Jeffrey M., Asphaug, Erik; Morrison, David; et al. Mass Movement and Landform degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission. Icarus, 1999, roč. 140, s. 294-312. Dostupné online. DOI10.1006/icar.1999.6132.
  13. a b KLIORE, AJ, Anabtawi, A; Herrera, RG;et al. Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations. Journal of Geophysics Research, 2002, roč. 107, s. 1407. Dostupné online. DOI10.1029/2002JA009365.
  14. a b c d CANUP, Robin M., Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion. The Astronomical Journal, 2002, roč. 124, s. 3404 – 3423. Dostupné online [pdf]. DOI10.1086/344684.
  15. a b c d e f g h i SPOHN, T., Schubert, G. Oceans in the Icy Galilean Satellites of Jupiter?. Icarus, 2003, roč. 161, s. 456-467. Dostupné online [pdf]. DOI10.1016/S0019-1035(02)00048-9.
  16. a b c d LIPPS, Jere H., Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al. Astrobiology of Jupiter's Icy Moons. Proc. SPIE, 2004, roč. 5555, s. 10. Dostupné online [pdf]. DOI10.1117/12.560356.
  17. a b c TRAUTMAN, Pat, Bethke, Kristen Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE) [pdf]. NASA. Dostupné online.
  18. a b Satellites of Jupiter [online]. The Galileo Project, [cit. 2007-07-31]. Dostupné online.
  19. Simon Marius. Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. [s.l.] : [s.n.], 1614. Dostupné online.
  20. BARNARD, E.E.. Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter. Astronomical Journal, 1892, roč. 12, s. 81-85. Dostupné online. DOI10.1086/101715.
  21. BILLS, Bruce G.. Free and forced obliquities of the Galilean Satellites of Jupiter. Icarus, 2005, roč. 175, s. 233 – 247. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2004.10.028.
  22. a b c d FREEMAN, J.. Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto. Planetary and Space Science, 2006, roč. 54, s. 2 – 14. Dostupné online [pdf]. DOI10.1016/j.pss.2005.10.003.
  23. Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) [online]. California State University, Fresno, 2000-02-29, [cit. 2009-07-04]. Dostupné online. (z 2009-09-20)
  24. a b BROWN, R.H., Baines, K.H.; Bellucci, G.;et al. Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (Vimse) during Cassini's Flybe of Jupiter. Icarus, 2003, roč. 164, s. 461-470. Dostupné online. DOI10.1016/S0019-1035(03)00134-9.
  25. NOLL, K.S.. Detection of SO2 on Callisto with the Hubble Space Telescope [pdf]. Lunar and Planetary Science XXXI. S. 1852. Dostupné online.
  26. a b HIBBITTS, C.A., McCord, T.B.; Hansen, G.B. Distributions of CO2 and SO2 on the Surface of Callisto [pdf]. Lunar and Planetary Science XXXI. S. 1908. Dostupné online.
  27. KHURANA, K.K., et al. Induced magnetic fields as evidencie for subsurface Oceans in Europa and Callisto. Nature, 1998, roč. 395, s. 777-780. Dostupné online [pdf]. DOI10.1038/27394.
  28. a b ZIMMER, C., Khurana, K.K. Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations. Icarus, 2000, roč. 147, s. 329-347. Dostupné online [pdf]. DOI10.1006/icar.2000.6456.
  29. ANDERSON, J.D., Schubert, G.; Jacobson, R.A.;et al. Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto. Science, 1998, roč. 280, s. 1573 – 1576. Dostupné online [pdf]. DOI10.1126/science.280.5369.1573. PMID 9616114.
  30. a b ZAHNLE, K., Dones, L. Cratering Rates on the Galilean Satellites. Icarus, 1998, roč. 136, s. 202-222. Dostupné online [pdf]. DOI10.1006/icar.1998.6015.
  31. a b c d Bender, K.C.; Rice, J.W.; Wilhelms, D.E.; Greeley, R.. Geological máp of Callisto [online]. US Geological Survey. Dostupné online.
  32. WAGNER, R., Neukum, G.; Greeley, R;et al. Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation. [s.l.] : [s.n.]. Dostupné online.
  33. a b Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN [online]. 2002. vyd. US Geological Survey. Dostupné online.
  34. KLEMASZEWSKI, J.A., Greeley, R. Geological Evidencia for an Ocean on Callisto [pdf]. Lunar and Planetary Science XXXI. S. 1818. Dostupné online.
  35. CHAPMAN, C.R., Merlin, W.J.; Bierhaus, B.; et al. Lunar and Planetary Science XXXI. S. 1221. Dostupné online.
  36. Josip Klezcek. Velká encyklopedie vesmíru. [s.l.] : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. 55.
  37. STROBEL, Darrell F., Saura, Joachim; Feldman, Paul D.; et al. Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor. The Astrophysical Journal, 2002, roč. 581, s. L51-L54. Dostupné online. DOI10.1086/345803.
  38. SPENCER, John R., Calvin, Wendy M. Condensed O2 on Europa and Callisto. The Astronomical Journal, 2002, roč. 124, s. 3400 – 3403. Dostupné online [pdf]. DOI10.1086/344307.
  39. a b c d e MCKINNON, William B.. On Convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. Icarus, 2006, roč. 183, s. 435 – 450. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2006.03.004.
  40. a b c NAGEL, K. a, Breuer, D.; Spohn, T. A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. Icarus, 2004, roč. 169, s. 402 – 412. Dostupné online. DOI10.1016/j.icarus.2003.12.019.
  41. PHILLIPS, T.. Callisto makes a big splash [online]. Science@NASA, 1998-10-23. Dostupné online.
  42. FRANÇOIS, Raulin. Exo-Astrobiological aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations. Space Science Reviews, 2005, roč. 116, s. 471-487. Dostupné online [pdf]. DOI10.1007/s11214-005-1967-x.
  43. MORRING, F.. Ring Leader. Aviation Week & Space Technology, 2007-05-07, s. 80-83.
  44. RINCON, Paul. Jupiter in space agencies' sights [online]. BBC News, 2009-02-20, [cit. 2009-02-20]. Dostupné online.
  45. Europa Jupiter System Mission (EJSM) [online]. NASA. Dostupné online.
  46. a b Vision for Space Exploration [pdf]. NASA. Dostupné online.
  47. TROUTMAN, Patrick A., Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizany, Shawn A. Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE). American Institute of Physics Conference Proceedings, 28. január 2003, roč. 654, s. 821-828. DOI10.1063/1.1541373.
  48. Melissa L. McGuire, Stanley K. Borowski, Lee M. Mason, James Gilland. High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto [online]. NASA. Dostupné online.

Pozri aj[upraviť | upraviť zdroj]

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]