Callisto (měsíc)

Z Multimediaexpo.cz

Nemáte oprávnění „upravit tuto stránku“. Důvod:

Můžete si prohlédnout a zkopírovat zdrojový kód této stránky:

[[File:Callisto - July 8 1979 (38926064465).jpg|thumb|240px|Měsíc Callisto]] [[File:Callisto.jpg|thumb|240px|Měsíc Callisto]] '''Callisto''', též '''Jupiter IV''', je [[Měsíc (satelit)|měsíc]] [[Jupiter (planeta)|Jupiteru]]. Náleží k tzv. [[Galileovy měsíce|Galileovým měsícům]], objevil ho Galileo Galilei v&nbsp;roce 1610. Callisto je druhým největším z&nbsp;Jupiterových měsíců a třetím největším měsícem ve [[Sluneční soustava|sluneční soustavě]] po Jupiterově [[Ganymed (měsíc)|Ganymedu]] a Saturnově [[Titan (měsíc)|Titanu]]. Callisto má průměr 4&nbsp;820&nbsp;km, takže dosahuje přibližně 99&nbsp;% velikosti planety [[Merkur (planeta)|Merkur]], ale pouze asi třetiny jeho hmotnosti. Obíhá jako čtvrtý nejvzdálenější měsíc z&nbsp;Galileových měsíců se&nbsp;střední vzdáleností asi 1&nbsp;880&nbsp;000&nbsp;km. Oproti [[Io]], [[Europa (měsíc)|Europě]] a Ganymedu se nepodílí na [[dráhová rezonance|orbitální rezonanci]] zmiňovaných měsíců a slapové působení Jupitera je už tak slabé, že nezpůsobuje významný ohřev&nbsp;měsíce.<ref name="Musotto2002" /> Měsíc má s&nbsp;Jupiterem [[vázaná rotace|vázanou rotaci]], takže neustále směřuje k&nbsp;planetě stejnou stranou. Jelikož obíhá daleko od Jupiteru, je jeho povrch méně ovlivňován působením jeho [[magnetosféra|magnetosféry]] než v&nbsp;případě vnitřních měsíců.<ref name="Cooper2001" /> Těleso je tvořeno horninami a ledem v&nbsp;přibližně stejném množství. Průměrná hustota měsíce dosahuje 1,83&nbsp;g/cm³. [[spektroskopie|Spektroskopická]] měření naznačují, že se na povrchu nachází [[Led|vodní led]], [[oxid uhličitý]], [[křemičitany]] a [[organická látka|organické látky]]. Jeho kůra je silná až 150&nbsp;km. Pod ledovou kůrou měsíce se nachází v&nbsp;hloubce okolo 100&nbsp;km zřejmě relativně mělký [[oceán]] slané [[voda|vody]] a pod ním již jen [[planetární diferenciace|nediferencované]] či jen částečně diferencované [[planetární jádro|jádro]] složené z&nbsp;křemičitanů.<ref name="Kuskov2005" /><ref name="Showman1999" /> Povrch Callisto je silně rozryt [[impaktní kráter|impaktními krátery]] a je tudíž velice [[geologický čas|starý]]. Nevykazuje žádné stopy [[endogenní pochody|podpovrchových procesů]] jako je [[desková tektonika]] či [[vulkanismus]] a tak se předpokládá, že jeho povrch byl zcela zformován pouze dopady jiných těles.<ref name="Greeley 2000"/> Výrazné povrchové útvary tvoří četné prstencové struktury, impaktní krátery různých tvarů a pásy sekundárních kráterů a jizev, hřebenů a uloženin.<ref name="Greeley 2000"/> Při pohledu na měsíc z&nbsp;menší vzdálenosti je rozeznatelný členitý povrch tvořený malými světlými zmrzlými depozity nacházejícími se na vrcholcích vyvýšenin. Tyto vyvýšeniny jsou obklopeny hladkou vrstvou tmavého materiálu. Předpokládá se, že je to výsledek degradace malých útvarů vlivem [[sublimace]], což podporuje absence malých impaktních kráterů a přítomnost množství malých pahorků, které pravděpodobně představují jejich zbytky.<ref name="Moore1999" /> Absolutní stáří povrchu není známo. Kolem Callisto se nachází velice slabá [[atmosféra]] tvořená [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]] a pravděpodobně také [[molekulární kyslík|molekulárním kyslíkem]]<ref name="Liang 2005"/> a nad ní pak poměrně intenzivní [[ionosféra]].<ref name="Kliore 2002"/> Předpokládá se, že měsíc vznikl pomalou [[akrece|akrecí]] z&nbsp;disku [[prach]]u a [[plyn]]u, který obklopoval Jupiter po jeho vzniku.<ref name="Canup2002" /> Protože akrece probíhala pomalu a rovněž slapové ohřívání bylo velmi malé, neměl Callisto dostatek tepla, aby mohla proběhnout jeho vnitřní diferenciace. Pomalá konvekce uvnitř Callisto, která započala krátce po vzniku měsíce, vedla k&nbsp;částečné diferenciaci a pravděpodobně i ke zformování podpovrchového oceánu v hloubce okolo 100–150&nbsp;km a malého kamenitého jádra.<ref name="Spohn 2003"/> Pravděpodobná přítomnost podpovrchového oceánu nechává otevřenou možnost, že by Callisto mohl hostit potenciální [[mimozemský život]]. Nicméně podmínky pro jeho vznik jsou méně přívětivé než v&nbsp;případě sousední Europy.<ref name="Lipps2004" /> Měsíc zkoumaly sondy [[Pioneer 10]], [[Pioneer 11]], [[Sonda Galileo|Galileo]] a [[Sonda Cassini|Cassini]]. Kvůli nízké míře radiace na povrchu měsíce se dlouho uvažovalo o Callisto jako o nejvhodnějším místě pro případnou lidskou základnu pro výzkum Jupiterovy soustavy.<ref name="HOPE" /> Teplota na jeho povrchu se pohybuje od -190&nbsp;°C do -130&nbsp;°C. == Objevení a pojmenování == Callisto byl objeven Galileem v&nbsp;lednu 1610 společně s&nbsp;dalšími třemi měsíci Jupiteru: [[Ganymed (měsíc)|Ganymedem]], [[Io]] a [[Europa (měsíc)|Europou]]. Pojmenován byl dle řecké mytologie po jedné z&nbsp;nespočtu milenek [[Zeus|Dia]] [[Kallistó]] (''Καλλιστώ''), což byla nymfa spojovaná s&nbsp;bohyní lovu [[Artemis]].<ref name="Galileo" /> Jméno navrhl [[Simon Marius]],<ref name="Marius">{{Citace monografie| autor=[[Marius, S.]]| titul=[[Mundus Iovialis]] anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici| url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html| rok=1614}}</ref> který byl s&nbsp;Galileem ve sporu ohledně připsání prvenství v&nbsp;objevení měsíců. Marius připsal nápad [[Johannes Kepler|Johnanu Keplerovi]].<ref name="Galileo">{{Citace elektronické monografie| titul=Satellites of Jupiter| vydavatel=The Galileo Project| url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html| datum přístupu=2007-07-31}}</ref> Nicméně se pojmenování Callisto pro měsíc po dlouhou dobu neujalo a měsíc byl označován jako „Jupiter&nbsp;IV“ či „čtvrtý měsíc Jupiteru“ značící jeho pořadí od Jupiteru, jméno se zase začalo používat až v&nbsp;polovině 20.&nbsp;století, kdy bylo objeveno velké množství dalších měsíců.<ref name="Barnard1892">{{Citace periodika| příjmení=Barnard| jméno=E. E.| url= http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html| titul=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter| periodikum=Astronomical Journal| ročník=12| rok=1892| strany=81–85| doi=10.1086/101715}}</ref> == Oběžná dráha a rotace == Callisto je nejvzdálenější měsíc ze čtyř Galileových měsíců obíhajících kolem Jupiteru. Jupiter obíhá přibližně ve vzdálenosti 1&nbsp;880&nbsp;000&nbsp;km (odpovídá 26,3&nbsp;poloměrům Jupiteru), což&nbsp;je značně více než u třetího Galileova měsíce Ganymedu, který obíhá ve vzdálenosti 1&nbsp;070&nbsp;000&nbsp;km. Důsledkem této vzdálenosti je to, že se Callisto nepodílí na orbitální rezonanci se třemi dalšími Galileovými měsíci a pravděpodobně se na ní nepodílel ani dříve.<ref name="Musotto2002">{{Citace periodika| příjmení=Musotto| jméno=Susanna| spoluautoři=Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald| titul=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites| rok=2002| ročník=159| strany=500–504| doi=10.1006/icar.2002.6939| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M | periodikum = Icarus}}</ref> Jako u většiny dalších pravidelných planetárních měsíců je i rotace Callisto [[vázaná rotace|vázaná]].<ref name="Anderson 2001"/> Délka dne je tak na povrchu Callisto stejně dlouhá jako doba oběhu, tedy přibližně 16,7&nbsp;pozemského dne. Jeho oběžná dráha je mírně excentrická a ukloněná k&nbsp;Jupiterovu rovníku s&nbsp;[[excentricita dráhy|orbitální excentricitou]] a [[sklon dráhy|inklinací]] měnící se kvazi-periodicky vlivem slunečních a planetárních gravitačních perturbací v&nbsp;řádu století. Rozsah změn je mezi 0,0072–0,0076 respektive 0,20–0,60°.<ref name="Musotto2002" /> Tyto orbitální variace způsobuji [[Sklon rotační osy|sklony v&nbsp;rotační ose]] (úhel mezi rotační a oběžnou osou) mezi 0,4 až 1,6°.<ref name="Bills2005">{{Citace periodika| příjmení=Bills| jméno=Bruce G.| titul=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter| rok=2005| ročník=175| strany=233–247| doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B | periodikum = Icarus}}</ref> Dynamická izolace Callisto znamená, že měsíc nebyl nikdy znatelně zahřát slapovým teplem, což mělo důležité důsledky pro jeho vnitřní stavbu a evoluci.<ref name="Freeman2006" /> Jeho vzdálenost od Jupiteru taktéž znamená, že tok nabitých částic z&nbsp;planetární magnetosféry na měsíční povrch je relativně nízký, až 300&nbsp;krát méně než je tomu například u Europy. Proto, na rozdíl od dalších Galileových měsíců, mělo [[intenzita záření|ozáření]] nabitými částicemi relativně malý vliv na povrch Callisto.<ref name="Cooper2001">{{Citace periodika| příjmení=Cooper| jméno=John F.| spoluautoři=Johnson, Robert E.; Mauk, Barry H.; et al.| titul=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites| rok=2001| ročník=139| strany=133–159| doi=10.1006/icar.2000.6498| url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf| formát=pdf| periodikum=Icarus| datum přístupu=21-02-2009| url archivu=https://web.archive.org/web/20090225131107/http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf| datum archivace=25-02-2009| nedostupné=ano}}</ref> Hladina radiace na povrchu měsíce odpovídá přibližně 0,01&nbsp;[[Rem (jednotka)|rem]] (0,1&nbsp;[[Sievert|mSv]]) za den.<ref name="ringwald">{{Citace elektronické monografie | datum=2000-02-29 | titul=SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) | vydavatel=California State University, Fresno | autor=Frederick A. Ringwald | url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt | datum přístupu=2009-07-04 | url archivu=https://www.webcitation.org/5jwBSgPuV?url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt | datum archivace=2009-09-20 | nedostupné=ano }}</ref> == Fyzikální charakteristika == [[Soubor:PIA01478 Interior of Callisto.jpg|thumb|240px|Model Callistovo vnitřní struktury ukazuje povrchovou ledovou vrstvu, pravděpodobně vrstvu tekuté vody a ledovo-kamennou vnitřní stavbu.]] === Složení === Průměrná hustota Callisto, 1,83&nbsp;g/cm³, naznačuje složení z&nbsp;kamenného materiálu a vodního ledu v&nbsp;přibližně stejném množství s&nbsp;menším zastoupením nestálých ledů jako například čpavek.<ref name="Kuskov2005">{{Citace periodika| příjmení=Kuskov| jméno=O.L.| spoluautoři=Kronrod, V.A.| titul=Internal structure of Europa and Callisto| rok=2005| ročník=177| strany=550–369| doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K | periodikum = Icarus}}</ref> Hmotnostní zastoupení ledů se pohybuje mezi 49 až 55&nbsp;%.<ref name="Kuskov2005" /><ref name="Spohn 2003"/> Přesné složení horninového pláště není známo, ale je podobné složení [[chondrit]]ů typu&nbsp;L či LL, které se od chondritů typu&nbsp;H liší především menším zastoupením železa, vyskytujícím se převážně ve formě oxidů a jen v&nbsp;malé míře ve formě železa metalického. V&nbsp;případě Callisto je hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům 0,9 ku 1,3, u&nbsp;[[Slunce]] je tento poměr 1:8.<ref name="Kuskov2005" /> Povrchové [[albedo]] Callisto je okolo 20&nbsp;%.<ref name="Moore2004" /> Složení jeho povrchu je pravděpodobně velmi podobné jeho celkovému složení. [[Infračervená spektroskopie]] odhalila přítomnost absorpčních čar vodního ledu na vlnových délkách 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0&nbsp;[[mikrometr]]u.<ref name="Moore2004" /> Vodní led se zdá být na povrchu Callisto všudypřítomným, s&nbsp;celkovým podílem asi 25–50&nbsp;%.<ref name="Showman1999">{{Citace periodika| příjmení=Showman | jméno=Adam P.| spoluautoři=Malhotra, Renu| titul=The Galilean Satellites| rok=1999| periodikum=Science| ročník=286| strany=77–84| doi=10.1126/science.286.5437.77| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf| formát=pdf| pmid=10506564}}</ref> Analýza snímků v [[infračervené záření|infračerveném]] a [[ultrafialové záření|ultrafialovém]] [[elektromagnetické spektrum|spektru]] získaných sondou [[Galileo (sonda)|Galileo]] a pozorování provedená ze Země odhalila také různé neledové materiály: [[hořčík]]ové a [[železo|železité]] ložisko hydratovaných [[Křemičitany|křemičitanů]],<ref name="Moore2004" /> [[oxid uhličitý]],<ref name="Brown2003" /> [[oxid siřičitý]]<ref name="Noll1996">{{Citace elektronické monografie| příjmení=Noll| jméno=K.S.| titul=Detection of SO₂ on Callisto with the Hubble Space Telescope| rok=1996| vydavatel=Lunar and Planetary Science XXXI| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF| strany=1852| formát=pdf| datum přístupu=2010-06-18| url archivu=https://web.archive.org/web/20160604011832/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF| datum archivace=2016-06-04| nedostupné=ano}}</ref> a možná amoniak a různé organické sloučeniny.<ref name="Moore2004" /><ref name="Showman1999" /> Spektrální data ukazují, že měsíční povrch je v&nbsp;malém měřítku extrémně různorodý. Malé kousky ledu z&nbsp;čisté vody jsou smíšeny s&nbsp;kousky směsi ledu a kamení, na které navazují tmavé oblasti složené z&nbsp;neledového materiálu.<ref name="Moore2004" /><ref name="Greeley 2000"/> Povrch měsíce je asymetrický; strana přivrácená k Jupiteru je tmavší než strana odvrácená. U všech ostatních Galileových měsíců je situace obrácená, tedy přivrácená strana je světlejší než odvrácená.<ref name="Moore2004" /> Zdá se, že odvrácená strana Callisto je obohacena [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]], kdežto přivrácená strana obsahuje více [[Oxid siřičitý|oxidu siřičitého]].<ref name="Hibbitts1998">{{Citace elektronické monografie| příjmení=Hibbitts| jméno=C.A.| spoluautoři=McCord, T. B.; Hansen, G.B.| titul=Distributions of CO₂ and SO₂ on the Surface of Callisto| rok=1998| vydavatel=Lunar and Planetary Science XXXI| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf| strany=1908| formát=pdf| datum přístupu=2010-06-18| url archivu=https://web.archive.org/web/20160604011832/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf| datum archivace=2016-06-04| nedostupné=ano}}</ref> Mnoho čerstvých impaktních kráterů na povrchu taktéž ukazuje známky toho, že jsou obohaceny oxidem uhličitým.<ref name="Hibbitts1998" /> Celkově se odhaduje, že chemické složení povrchu, hlavně tmavých oblastí, by mohlo být podobné složení [[asteroid typu D|asteroidů typu&nbsp;D]],<ref name="Greeley 2000"/> jejichž povrch je tvořen uhlíkatým materiálem. === Stavba === Povrch Callisto posetý krátery leží na studené, ztuhlé a ledové [[litosféra|litosféře]], jejíž mocnost je mezi 80 až 150&nbsp;km.<ref name="Kuskov2005" /><ref name="Spohn 2003"/> Pravděpodobný slaný oceán se nachází mezi 50 až 200&nbsp;km hluboko pod povrchovou kůrou,<ref name="Kuskov2005" /><ref name="Spohn 2003"/> jak naznačují studie [[magnetické pole Jupiteru|magnetického pole okolo Jupiteru]] a jeho měsíců.<ref name="Khurana 2000">{{Citace periodika | příjmení=Khurana| jméno=K. K.| spoluautoři=''et al.''| titul=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto| periodikum=Nature| rok=1998| ročník=395| strany=777–780| doi=10.1038/27394| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf| formát=pdf}}</ref><ref name="Zimmer 2000">{{Citace periodika| příjmení=Zimmer| jméno=C.| spoluautoři=Khurana, K. K.| titul=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations| periodikum=Icarus| rok=2000| ročník=147| strany=329–347| doi=10.1006/icar.2000.6456| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf| formát=pdf}}</ref> Zjistilo se, že Callisto reaguje na proměnné magnetické pole Jupiteru jako ideálně vodivá koule; to znamená, že pole nemůže proniknout dovnitř měsíce, což nabízí možnost přítomnosti vrstvy tvořené vysoce vodivou tekutinou o tloušťce nejméně 10&nbsp;km.<ref name="Zimmer 2000"/> Existence oceánu se jeví více pravděpodobná, pokud voda obsahuje malé množství čpavku či jiné nemrznoucí směsi a to v&nbsp;zastoupení minimálně 5&nbsp;hmotnostních procent.<ref name="Spohn 2003">{{Citace periodika| příjmení=Spohn| jméno=T.| spoluautoři=Schubert, G.| titul=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?| periodikum=Icarus| rok=2003| ročník=161| strany=456–467| doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf| formát=pdf| datum přístupu=06-05-2009| url archivu=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf| datum archivace=27-02-2008| nedostupné=ano}}</ref> V tomto případě by oceán mohl být 250 až 300&nbsp;km hluboký.<ref name="Kuskov2005" /> Pokud by na měsíci oceán neexistoval, ledová kůra by byla pravděpodobně tlustší a dosahovala by mocnosti okolo 300&nbsp;km. Pod litosférou a případným oceánem není vnitřní stavba Callisto zcela jednotvárná, ale ani výrazně rozdílná. Údaje pořízené sondou [[Sonda Galileo|Galileo]] (zvláště bezrozměrný [[moment setrvačnosti]]<ref group=pozn.>Bezrozměrný moment setrvačnosti lze vypočítat jako I/(mr^2), kde I&nbsp;je moment setrvačnosti, m&nbsp;hmotnost a r&nbsp;střední poloměr. Pro homogenní kouli je bezrozměrný moment roven&nbsp;0,4, avšak čím více hustota roste směrem ke středu, tím je hodnota nižší.</ref> – 0.3549&nbsp;±&nbsp;0.0042 – určený během těsných průletů kolem měsíce) naznačují, že vnitřek měsíce je tvořen stlačenými horninami a směsí ledů s&nbsp;narůstajícím obsahem hornin se zvyšující se hloubkou způsobeným částečným usazováním jednotlivých složek.<ref name="Kuskov2005" /><ref name="Anderson 1998">{{Citace periodika| příjmení=Anderson| jméno=J. D.| spoluautoři=Schubert, G.; Jacobson, R. A.; ''et al.''| titul=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto| periodikum=Science| rok=1998| ročník=280| strany=1573–1576| doi=10.1126/science.280.5369.1573| url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf| formát=pdf| pmid=9616114| datum přístupu=10-07-2007| url archivu=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf| datum archivace=26-09-2007| nedostupné=ano}}</ref> Jinými slovy, Callisto je jen částečně diferenciovaný. Hustota a moment setrvačnosti jsou ve shodě s&nbsp;existencí malého silikátového jádra uprostřed měsíce. Poloměr takového jádra by nemohl překročit 600&nbsp;km a jeho hustota by ležela mezi 3,1–3,6&nbsp;g/cm³.<ref name="Anderson 2001"/><ref name="Kuskov2005" /> === Povrchové útvary === [[Soubor:Cratered plains PIA00745.jpg|thumb|200px|vlevo|Snímek sondy Galileo ukazuje krátery posetou planinu pro ilustraci hladkého povrchu měsíce]] Prastarý povrch Callisto je jedním z&nbsp;krátery nejvíce posetých povrchů ve sluneční soustavě.<ref name="Zahnle 1998">{{Citace periodika| příjmení=Zahnle| jméno=K.| spoluautoři=Dones, L.| titul=Cratering Rates on the Galilean Satellites| periodikum=Icarus| rok=1998| ročník=136| strany=202–222| doi=10.1006/icar.1998.6015| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf| formát=pdf| datum přístupu=19-02-2011| url archivu=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf| datum archivace=27-02-2008| nedostupné=ano}}</ref> Ve skutečnosti četnost impaktních kráterů na povrchu je blízko nasycení, vznik nového kráteru by vedl k&nbsp;tomu, že starší kráter by byl erodován. Morfologie povrchu je poměrně snadná, jelikož se na povrchu nenacházejí žádné [[hora|hory]], [[sopka|sopky]] a ani [[tektonika|tektonické útvary]] vzniklé [[endogenní pochody|endogenními pochody]] uvnitř měsíce.<ref name="Bender 1997">{{citace elektronické monografie| autor=Bender, K. C.; Rice, J. W.; Wilhelms, D. E.; Greeley, R. | titul=Geological map of Callisto | vydavatel=U.S. Geological Survey | rok=1997 | url=http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm}}</ref> Impaktní krátery a několik prstencových struktur společně s&nbsp;doprovodnými trhlinami, [[sráz]]y a usazeným materiálem tvoří jediné velké útvary, které se na povrchu nacházejí.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/> Povrch Callisto se dá rozdělit na několik geologicky rozdílných jednotek: pláně poseté impaktními krátery, světlé pláně, jasné a tmavé hladké pláně a množství jednotek spojených s&nbsp;několika jednotlivými prstencovými strukturami a impaktními krátery.<ref name="Greeley 2000">{{Citace periodika| příjmení=Greeley| jméno=R.| spoluautoři=Klemaszewski, J. E.; Wagner, L.; ''et al.''| titul=Galileo views of the geology of Callisto| periodikum=Planetary and Space Science| rok=2000| ročník=48| strany=829–853| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..829G| doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7}}</ref><ref name="Bender 1997"/> Pláně poseté impaktními krátery tvoří většinu povrchu a představují starou litosféru tvořenou směsí ledu a horninového materiálu. Světlé pláně tvoří jasné impaktní krátery jako [[Burr (kráter)|Burr]] a [[Lofn (kráter)|Lofn]], stejně tak i zbytky téměř smazaných kráterů a centrální oblasti prstencových struktur.<ref name="Greeley 2000"/> Věří se, že světlé pláně vznikly jako výsledek depozice ledových částic z&nbsp;impaktů. Světlé, hladké planiny tvoří malou část povrchu Callisto. Nacházejí se v&nbsp;okolí hřbetů a údolí spojených se vznikem kráterů [[Valhalla (kráter)|Valhalla]] a [[Asgard (kráter)|Asgard]] a jako izolovaná místa v&nbsp;krátery posetých planinách. Věřilo se, že jsou spojeny s&nbsp;endogenní aktivitou, ale snímky ve vysokém rozlišení ze sondy Galileo ukázaly, že světlé, hladké planiny korelují se silně popraskaným a kopcovitým terénem a neukazují žádné známky přetvoření povrchu.<ref name="Greeley 2000"/> Snímky ze sondy Galileo odhalily malé, tmavé, hladké oblasti s&nbsp;obecnou velikostí méně než 10&nbsp;000&nbsp;km², které vypadají, jako by obepínaly<!-- doptat se na tohle na en wiki, jestli to takto skutečně mysleli --> okolní terén. Pravděpodobně by se mohlo jednat o depozity spojené s&nbsp;[[kryovulkanismus|kryovulkanismem]].<ref name="Greeley 2000"/> Obě skupiny, jak světlé tak i různorodé hladké planiny, jsou mladší a méně poseté krátery než okolní krátery poseté planiny.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Wagner 2001">{{cite conference | last=Wagner | first=R. | coauthors=Neukum, G.; Greeley, R; ''et al.'' | title=Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation |booktitle=32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference | date=March 12–16, 2001 | url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf| format=pdf}}</ref> [[Soubor:Callisto Har PIA01054.jpg|thumb|240px|Impaktní kráter [[Hár (kráter)|Hár]] s centrálním vrcholkem. Paprsky sekundárních kráterů pocházející od mladšího impaktu, který vytvořil [[Tindr (kráter)|kráter Tindr]] v pravém horním rohu.]] Průměr impaktních kráterů sahá od 0,1&nbsp;km, což je spodní hranice rozlišení pořízených snímků, až přes 100&nbsp;km bez započítání prstencových struktur.<ref name="Greeley 2000"/> Malé krátery s&nbsp;průměrem menším než 5&nbsp;km mají jednoduše mísovitý tvar či rovné dno. Krátery větší než 5&nbsp;km a menší než 40&nbsp;km mají vyvinutý centrální vrcholek. Větší impaktní struktury s&nbsp;průměrem 25 až 100&nbsp;km mají centrální depresi namísto vrcholku jako například [[Tindr (kráter)|kráter Tindr]].<ref name="Greeley 2000"/> Větší krátery s&nbsp;průměrem přes 60&nbsp;km mohou mít centrální dóm, který vzniká jako výsledek tektonického výzdvihu centrální části kráteru po dopadu<ref name="Greeley 2000"/> jako v&nbsp;případě kráterů [[Doh (kráter)|Doh]] a [[Hár (kráter)|Hár]]. Malé množství velmi velkých kráterů přesahujících 100&nbsp;km a světlé impaktní krátery ukazují anomální geometrii centrálního dómu.<ref name="Greeley 2000"/> Krátery na Callisto jsou obvykle mělčí než obdobné krátery na [[Měsíc]]i. [[Soubor:Valhalla crater on Callisto.jpg|thumb|240px|Snímek pořízený sondou [[Voyager 1]] ukazuje [[Valhalla (kráter)|kráter Valhalla]], prstencový impaktní útvar s průměrem 3800&nbsp;km]] Největšími impaktními útvary na povrchu Callisto jsou mnohočetné prstencové pánve.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Bender 1997"/> Dvě jsou enormní. [[Valhalla (kráter)|Kráter Valhalla]] je největší, má světlejší centrální oblast o průměru 600&nbsp;km a prstence sahající až do vzdálenosti 1&nbsp;800&nbsp;km od centra kráteru.<ref name="Map 2002">{{Citace elektronické monografie| titul=Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN | vydavatel=U.S. Geological Survey | vydání=2002 | url=http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/}}</ref> Druhý největší kráter je [[Asgard (kráter)|kráter Asgard]], který má v&nbsp;průměru 1&nbsp;600&nbsp;km.<ref name="Map 2002"/> Prstencové struktury vznikly pravděpodobně jako důsledek podopadových deformací projevujících se soustředným popraskáním litosféry ležící na vrstvě měkkého či tekutého materiálu, pravděpodobně oceánu.<ref name="Klemaszewski2001">{{Citace elektronické monografie| příjmení= Klemaszewski| jméno= J.A.| spoluautoři= Greeley, R.| titul= Geological Evidence for an Ocean on Callisto | rok=2001| vydavatel=Lunar and Planetary Science XXXI| strany=1818| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf| formát=pdf}}</ref> Dalšími útvary jsou tzv. [[Catena]]e, například [[Gomul Catena]], dlouhé řetězy impaktních kráterů ležící v&nbsp;řadě napříč povrchem. Vznikly pravděpodobně dopadem objektů, které byly slapovými silami při blízkém průletu kolem Jupiteru roztrhány a následně dopadly na povrch Callisto, nebo by se mohlo jednat o pozůstatky dopadu tělesa pod nízkým úhlem.<ref name="Greeley 2000"/> Historickým případem rozpadu tělesa vlivem gravitace Jupiteru byl rozpad komety [[Shoemaker-Levy 9]], která následně po rozpadu narazila do Jupiteru. Jak je zmíněno výše, malé oblasti tvořené čistým vodním ledem s&nbsp;vysokým albedem okolo 80&nbsp;% se nacházejí na povrchu Callisto obklopené mnohem tmavším materiálem.<ref name="Moore2004" /> Snímky ve vysokém rozlišení pořízené sondou Galileo ukázaly, že tyto světlejší oblasti jsou umístěny hlavně na vyvýšených místech povrchu jako jsou okraje kráterů, srázy, hřbety a pahorky.<ref name="Moore2004" /> Předpokládá se, že jsou tvořeny tenkou vrstvou zmrzlých vodních depozitů. Tmavý materiál obvykle leží v&nbsp;nížinách a obklopuje a částečně přikrývá světlejší útvary. Často vyplňuje dna impaktních kráterů větších než 5&nbsp;km a mezikráterové deprese.<ref name="Moore2004" /> [[Soubor:Landslides and knobs PIA01095.jpg|thumb|240px|Dva sesuvy dlouhé 3 až 3,5&nbsp;km jsou viditelné v pravé části snímku na dnu dvou velkých impaktních kráterů]] V&nbsp;rozlišení menším než kilometr se jeví povrch Callisto více degradován než povrch ostatních ledových měsíců ze skupiny Galileových měsíců.<ref name="Moore2004" /> Typicky na povrchu chybí malé impaktní krátery s&nbsp;průměrem menším než 1&nbsp;km ve srovnání například s&nbsp;tmavými planinami na povrchu [[Ganymed (měsíc)|Ganymedu]].<ref name="Greeley 2000"/> Místo malých impaktních kráterů jsou téměř všudypřítomnými povrchovými útvary malé pahorky a deprese.<ref name="Moore2004" /> Předpokládá se, že pahorky představují pozůstatky okrajů impaktních kráterů, které byly erodovány zatím neznámým mechanismem.<ref name="Moore1999">{{Citace periodika| příjmení=Moore| jméno=Jeffrey M.| spoluautoři=Asphaug, Erik; Morrison, David; et al.| titul=Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission| rok=1999| ročník=140 | strany=294–312| doi=10.1006/icar.1999.6132| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..140..294M | periodikum = Icarus}}</ref> Nejpravděpodobnější se jeví pomalý proces [[sublimace]] ledu, což je umožněno teplotou 156&nbsp;[[kelvin|K]], které Callisto dosáhne v&nbsp;[[subsolární bod|subsolárním bodu]].<ref name="Moore2004" /> Takováto sublimace vody či jiných těkavých složek ze špinavého ledu tvořícího podloží způsobí jeho rozklad. Materiál neobsahující led zůstává na povrchu a tvoří úlomkové laviny, které se sesouvají po svazích kráterů.<ref name="Moore1999" /> Takovéto laviny jsou často pozorovány poblíž a uvnitř impaktních kráterů.<ref name="Moore2004" /><ref name="Greeley 2000"/><ref name="Moore1999" /> Stěny kráterů jsou příležitostně přerušeny malými stružkami (anglicky nazývanými ''gullies''), které jsou známé z&nbsp;[[povrch Marsu|povrchu Marsu]].<ref name="Moore2004" /> V&nbsp;hypotéze sublimace ledu je pak nízko ležící tmavý materiál interpretován jako vrstva, která je tvořena částicemi pocházejícími z&nbsp;okraje kráterů bez přítomnosti ledu. Relativní stáří různých jednotek na povrchu Callisto se dá určit za pomoci četnosti impaktních kráterů, které se na jejich povrchu nacházejí. Čím je povrch starší, tím více impaktních kráterů se na něm nachází.<ref name="Chapman1997">{{Citace elektronické monografie| příjmení=Chapman| jméno= C.R.| spoluautoři= Merline, W.J.; Bierhaus, B.; et al.| titul= Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results | rok=1997| vydavatel=Lunar and Planetary Science XXXI| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf| formát=pdf| strany=1221}}</ref> Absolutní datování povrchu zatím neproběhlo, ale na základě teoretických úvah se předpokládá, že krátery poseté planiny jsou okolo 4,5&nbsp;miliardy let staré, což odpovídá téměř době vzniku sluneční soustavy. Stáří multi-prstencových struktur a impaktních kráterů záleží na zvolené rychlosti vzniku impaktních kráterů a různí autoři se rozcházejí v&nbsp;datování mezi 1 až 4&nbsp;miliardami let.<ref name="Greeley 2000"/><ref name="Zahnle 1998"/> === Atmosféra a ionosféra === Callisto má velmi slabou atmosféru tvořenou oxidem uhličitým.<ref name="Carlson 1999" /> Byla detekována zařízením ''Near Infrared Mapping Spectrometer'' (NIMS) na palubě sondy Galileo z&nbsp;absorpcí záření o vlnové délce 4,2&nbsp;[[mikrometr]]u. Povrchový tlak atmosféry byl určen na 7,5×10⁻¹² [[bar (jednotka)|baru]] a hustota částic na 4×10⁸&nbsp;cm⁻³. Jelikož takto slabá atmosféra by se ztratila za pouhé čtyři dny, musí být konstantně doplňována, pravděpodobně sublimací [[Oxid uhličitý|suchého ledu]] z&nbsp;měsíční ledové kůry,<ref name="Carlson 1999"/> což by bylo ve shodě s&nbsp;hypotézou sublimační degradace povrchu vysvětlující vznik povrchových pahorků. Ionosféra Callisto byla poprvé detekována během průletu sondy Galileo,<ref name="Kliore 2002">{{Citace periodika | příjmení=Kliore| jméno=A. J. | spoluautoři=Anabtawi, A; Herrera, R. G.; ''et al.''| titul=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations | periodikum=Journal of Geophysics Research| rok=2002| ročník=107| strany=1407| doi=10.1029/2002JA009365| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K}}</ref> její hustota elektronů dosahující (7 až 17)×10⁴&nbsp;cm⁻³ nemůže být vysvětlena pouhou [[fotoionizace|fotoionizací]] atmosférického oxidu uhličitého. Z&nbsp;toho důvodu existuje možnost, že v&nbsp;atmosféře Callisto v&nbsp;současnosti dominuje [[molekulární kyslík]], který je 10 až 100&nbsp;krát četnější než&nbsp;CO₂.<ref name="Liang 2005">{{Citace periodika| příjmení=Liang| jméno=M. C.| spoluautoři=Lane, B. F.; Pappalardo, R. T.; ''et al.''| titul=Atmosphere of Callisto| periodikum=Journal of Geophysics Research| rok=2005| ročník=110| strany=E02003| doi=10.1029/2004JE002322| url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf| formát=pdf| datum přístupu=12-12-2011| url archivu=https://web.archive.org/web/20111212112645/http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf| datum archivace=12-12-2011| nedostupné=ano}}</ref> Nicméně kyslík zatím nebyl přímo v&nbsp;atmosféře Callisto detekován. Pozorování za pomoci [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]] (HST) určily horní limit jeho možné koncentrace v&nbsp;atmosféře<!-- based on lack of detection, which is still compatible with the ionospheric measurements -->.<ref name="Strobel2002">{{Citace periodika| příjmení=Strobel| jméno=Darrell F.| spoluautoři=Saur, Joachim; Feldman, Paul D.; et al.| titul=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor| rok=2002| ročník=581| strany=L51–L54| doi=10.1086/345803| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S | periodikum = The Astrophysical Journal}}</ref> V&nbsp;ten samý čas byl HST schopen detekovat kondenzovaný kyslík zachycený na povrchu Callisto.<ref name="Spencer2002">{{Citace periodika| příjmení= Spencer| jméno=John R.| spoluautoři=Calvin, Wendy M.| titul=Condensed O2 on Europa and Callisto| rok=2002| ročník=124| strany=3400–3403| doi=10.1086/344307| url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf| formát=pdf | periodikum = The Astronomical Journal}}</ref> == Původ a vývoj == Částečná diferenciace Callisto (odvozena například z&nbsp;měření [[moment setrvačnosti|momentu setrvačnosti]]) znamená, že měsíc se nikdy uvnitř nezahřál natolik, aby došlo k&nbsp;roztavení jeho ledové složky.<ref name="Spohn 2003"/> Proto se jako nejvíce pravděpodobný model jeví vznik měsíce pomocí pomalé [[akrece]] v&nbsp;nízkohustotní [[sluneční mlhovina|mlhovině]] tvořené plynem a prachem, obíhající okolo Jupiteru po jeho zformování.<ref name="Canup2002" /> Takovýto pomalý stupeň akrece by mohl umožnit držet krok ochlazování měsíce s&nbsp;akumulací tepla způsobenou impakty, rozpadem radioaktivních prvků a kontrakcí měsíce a tím zabránit roztavení materiálu a rychlé diferenciaci.<ref name="Canup2002">{{Citace periodika| příjmení=Canup| jméno=Robin M.| spoluautoři=Ward, William R.| titul=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion| rok=2002| ročník=124| strany=3404–3423| doi=10.1086/344684| url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf| formát=pdf | periodikum = The Astronomical Journal}}</ref> Možný čas potřebný pro vznik Callisto se pak pohybuje mezi 0,1–10&nbsp;milióny let.<ref name="Canup2002" /> [[Soubor:Jagged Hills PIA03455.jpg|thumb|vlevo|200px|Pohled na erodované (horní) a téměř zcela erodované (dolní) ledové vrcholky (vysoké okolo sta metrů), které byly pravděpodobně zformovány dopadem [[ejekta|ejekty]] vyvržené při vzniku prastarých kráterů.]] Pozdější evoluce Callisto po akreci závisela na bilanci tepla z&nbsp;radioaktivních rozpadů, ochlazování [[Vedení tepla|tepelnou kondukcí]] poblíž povrchu a subsolidovou [[šíření tepla prouděním|konvekcí]] uvnitř měsíce.<ref name="Freeman2006">{{Citace periodika| příjmení=Freeman| jméno=J.| titul=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto| rok=2006| ročník=54| strany=2–14| doi=10.1016/j.pss.2005.10.003| url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| formát=pdf| periodikum=Planetary and Space Science| datum přístupu=21-01-2008| url archivu=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| datum archivace=24-08-2007| nedostupné=ano}}</ref> Podrobnosti subsolidové konvekce v&nbsp;ledu jsou zdrojem největších nejistot v&nbsp;modelech všech [[ledový měsíc|ledových měsíců]]. Je známo, že vzniknou, když je teplota dostatečně blízko [[Teplota tání|bodu tání]], vzhledem k&nbsp;teplotní závislosti [[viskozita|viskozity]] ledu.<ref name="McKinnon2006" /> Subsolidová konvekce v&nbsp;ledových tělesech je pomalý proces s&nbsp;pohybem ledu okolo 1&nbsp;cm/rok, ale ve skutečnosti se i tak jedná o velice efektivní chladicí mechanismus z&nbsp;dlouhodobého hlediska.<ref name="McKinnon2006">{{Citace periodika| příjmení=McKinnon| jméno=William B.| titul=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto| rok=2006| ročník=183| strany=435–450| doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M | periodikum = Icarus}}</ref> Zdá se, že probíhá v&nbsp;podmínkách, kdy pevná chladná vrstva při povrchu měsíce vede teplo kondukcí, zatímco pod ní se led nachází v&nbsp;subsolidovém stavu, takže může vést teplo konvekcí.<ref name="Spohn 2003"/><ref name="McKinnon2006" /> Vnější konduktivní vrstva u Callisto odpovídá chladné a pevné litosféře o tloušťce 100&nbsp;km. Její přítomnost by vysvětlila nepřítomnost jakýchkoliv známek vnitřní aktivity na povrchu měsíce.<ref name="McKinnon2006" /><ref name="Nagel2004" /> Konvekce ve vnitřních částech měsíce může být v&nbsp;různých vrstvách odlišná, protože vlivem vysokých tlaků zde se vodní led vyskytuje v&nbsp;různých [[led#Exotické fáze ledu|krystalických fázích]] od tzv.&nbsp;ledu&nbsp;I na povrchu až po led&nbsp;VII hluboko uvnitř měsíce.<ref name="Freeman2006" /> Subsolidová konvekce v&nbsp;nitru Callisto mohla bránit tání ledu ve větším měřítku, takže nemohla proběhnout žádná vnitřní diferenciace tělesa, která by jinak vedla k&nbsp;vytvoření velkého kamenného jádra a ledové kůry. Vlivem konvekčních procesů zde však probíhalo jen velmi pomalé a částečné oddělování kamenných materiálů a ledu, a to v&nbsp;časovém měřítku miliard let, a je možné, že tento proces stále není ukončen.<ref name="Nagel2004">{{Citace periodika| příjmení=Nagel| jméno=K.a| spoluautoři=Breuer, D.; Spohn, T.| titul=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto| rok=2004| ročník=169| strany=402–412| doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N | periodikum = Icarus}}</ref> Podle toho, co zatím o Callisto víme, nelze vyloučit existenci vrstvy či „oceánu“ kapalné vody pod povrchem měsíce. To je spojeno s&nbsp;anomálním chováním ledu krystalické fáze&nbsp;I, jehož teplota tání klesá s&nbsp;tlakem, a to až na 251&nbsp;Kelvinů při tlaku 2&nbsp;070&nbsp;[[bar (jednotka)|barů]].<ref name="Spohn 2003"/> Ve všech realistických modelech vnitřní stavby Callisto teplota ve vrstvě v&nbsp;hloubce mezi 100–200&nbsp;km je velmi blízko této anomální teploty tání nebo ji lehce překračuje.<ref name="Freeman2006" /><ref name="McKinnon2006" /><ref name="Nagel2004" /> Přítomnost i malého množství čpavku (okolo 1–2 hmotnostních&nbsp;%) téměř garantuje existenci kapalné vrstvy, jelikož čpavek dále snižuje teplotu tání.<ref name="Spohn 2003"/> Zatímco objemově je Callisto velice podobný Ganymedu, jeho geologická historie byla pravděpodobně jednodušší. Povrch Callisto byl snad formován impakty a dalšími exogenními pochody.<ref name="Greeley 2000"/> Na rozdíl od sousedního Ganymedu, který má povrch pokryt rýhami, existuje jen málo náznaků o [[desková tektonika|tektonických]] procesech na Callisto.<ref name="Showman1999" /> Relativně jednoduchá geologická historie Callisto tak umožňuje planetologům využívat měsíc jako referenční těleso pro srovnávací studie s&nbsp;více aktivními a komplexními světy.<ref name="Showman1999" /> == Možný život v oceánu == Podobně jako v&nbsp;případě [[Europa (měsíc)|Europy]] a [[Ganymed (měsíc)|Ganymedu]], i na Callisto by se potenciálně mohl nacházet [[mimozemský život|mimozemský mikrobiální život]] ve slaném oceánu pod povrchem Callisto.<ref name="Lipps2004">{{Citace periodika| příjmení=Lipps| jméno=Jere H.| spoluautoři=Delory, Gregory; Pitman, Joe; et al.| titul=Astrobiology of Jupiter’s Icy Moons| periodikum=Proc. SPIE| rok=2004| ročník=5555| strany=10| doi=10.1117/12.560356| url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf| formát=pdf| datum přístupu=21-08-2008| url archivu=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf| datum archivace=20-08-2008| nedostupné=ano}}</ref> Nicméně případné životní podmínky na Callisto jsou nehostinnější než u Europy. Hlavními důvody jsou nedostatek spojení s&nbsp;pevným materiálem a nižší tepelný tok z&nbsp;vnitřních oblastí Callisto.<ref name="Lipps2004" /> Torrence Johnson k&nbsp;možnosti života na Callisto ve srovnání s&nbsp;dalšími Galileovo měsíci řekl:<ref name="Phillips">{{Citace elektronické monografie| příjmení=Phillips| jméno=T.| url=http://science.nasa.gov/newhome/headlines/ast22oct98_2.htm| titul=Callisto makes a big splash| vydavatel=Science@NASA| datum=1998-10-23| datum přístupu=2010-06-28| url archivu=https://web.archive.org/web/20091229235157/http://science.nasa.gov/newhome/headlines/ast22oct98_2.htm| datum archivace=2009-12-29| nedostupné=ano}}</ref> {{Citát|Základní ingredience pro život, které my nazýváme „pre-biotická chemie“, jsou četné na mnohých tělesech sluneční soustavy, jako jsou komety, asteroidy a ledové měsíce. Biologové předpokládají, že pro podporu života je potřeba kapalná voda a energie, takže je vzrušující najít další svět, kde by kapalná voda mohla existovat. Ale energie je dalším předpokladem a v&nbsp;současnosti je oceán Callisto zahříván pouze rozpady radioaktivních prvků, kdežto Europa má navíc ještě teplo produkované slapovými jevy kvůli blízkosti k&nbsp;Jupiteru.}} Na základě výše zmíněného názoru a dalších vědeckých pozorování se věří, že největší možnost výskytu mimozemského bakteriálního života je na Europě.<ref name="Lipps2004" /><ref name="François2005">{{Citace periodika| příjmení=François| jméno=Raulin| titul=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations| rok=2005| ročník=116| strany=471–487| url=http://www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf| formát=pdf| doi=10.1007/s11214-005-1967-x | periodikum = Space Science Reviews}}</ref> == Průzkum == Průlety amerických sond [[Pioneer 10]] a [[Pioneer 11]] kolem Jupiteru v&nbsp;70.&nbsp;letech 20.&nbsp;století přinesly jen málo nových informací, které by nebyly známé z&nbsp;pozorování pozemskými teleskopy.<ref name="Moore2004" /> Průlom přišel až s&nbsp;další generací amerických sond [[Voyager 1]] a [[Voyager 2]], které Joviánskou soustavou prolétly mezi roky 1979 až 1980. Sondy pořídily snímky téměř poloviny povrchu Callisto s&nbsp;rozlišením mezi 1 až 2&nbsp;kilometry na pixel, určily přesně teplotu povrchu, [[hmotnost]] a tvar.<ref name="Moore2004" /> Druhá část výzkumu proběhla mezi lety 1994 až 2003, když kolem měsíce osmkrát těsně prolétla další americká sonda [[Sonda Galileo|Galileo]]. Poslední průlet C30 v&nbsp;roce 2001 se odehrál jen 138&nbsp;km nad povrchem měsíce. Sonda Galileo dokončila snímkování povrchu s&nbsp;množstvím snímků o rozlišení 15&nbsp;metrů u vybraných oblastí.<ref name="Greeley 2000" /> V&nbsp;roce 2000 sonda Cassini, na své cestě k&nbsp;Saturnu, pořídila v&nbsp;infračerveném spektru vysoce kvalitní snímky všech Galileových měsíců včetně Callisto.<ref name="Brown2003">{{Citace periodika | příjmení=Brown | jméno=R. H.| spoluautoři=Baines, K. H.; Bellucci, G.; ''et al.''| titul=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini’s Flyby of Jupiter | rok=2003 | periodikum=Icarus | ročník=164 | strany=461–470 | doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B}}</ref> Mezi únorem až březnem roku 2007 pořídila nové snímky ve viditelném světle a provedla spektrální měření sonda [[New Horizons]] na své cestě k&nbsp;[[Pluto (plutoid)|Plutu]].<ref name="Morring2007">{{Citace periodika| příjmení=Morring | jméno=F.| titul=Ring Leader | periodikum=Aviation Week & Space Technology| datum=2007-05-07| strany=80–83}}</ref> Na rok 2020 se plánuje start společného projektu americké NASA a evropské [[Evropská kosmická agentura|ESA]] s&nbsp;názvem [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM) za účelem výzkumu [[Měsíce Jupiteru|Jupiterových měsíců]]. V&nbsp;únoru 2009 bylo oznámeno, že projektu se dává přednost před misí [[Titan Saturn System Mission]].<ref>{{Citace elektronické monografie| url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm| titul=Jupiter in space agencies' sights| jméno=Paul| příjmení=Rincon| vydavatel=BBC News| datum přístupu=2009-02-20| datum=2009-02-20}}</ref> Mise EJSM sestává z&nbsp;[[Jupiter Europa Orbiter]] pod patronací NASA a [[Jupiter Ganymed Orbiter]] vedenou ESA.<ref>{{Citace elektronické monografie|url=http://opfm.jpl.nasa.gov/europajupitersystemmissionejsm/|vydavatel=[[NASA]]|titul=Europa Jupiter System Mission (EJSM)|datum přístupu=09-08-2009|url archivu=https://web.archive.org/web/20090811022733/http://opfm.jpl.nasa.gov/europajupitersystemmissionejsm/|datum archivace=11-08-2009|nedostupné=ano}}</ref> == Případná kolonizace == V&nbsp;roce 2003 provedla americká [[NASA]] studii nazvanou „Human Outer Planets Exploration“ (HOPE) týkající se budoucího pilotovaného průzkumu vnějších oblastí sluneční soustavy. Cílem detailního výzkumu se stal měsíc Callisto.<ref name="HOPE">{{Citace elektronické monografie| titul=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)| příjmení=Trautman| jméno=Pat| spoluautoři=Bethke, Kristen| vydavatel=NASA| rok=2003| url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf| formát=pdf| datum přístupu=02-07-2009| url archivu=https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf| datum archivace=19-01-2012| nedostupné=ano}}</ref><ref>{{Citace periodika| příjmení=Troutman| jméno=Patrick A.| spoluautoři=Bethke, Kristen; Stillwagen, Fred; Caldwell, Darrell L. Jr.; Manvi, Ram; Strickland, Chris; Krizan, Shawn A.| titul=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)| periodikum=American Institute of Physics Conference Proceedings| datum=28 January 2003| ročník=654| strany=821–828| datum přístupu=10 May 2006| doi=10.1063/1.1541373}}</ref> V&nbsp;rámci studie se zvažovalo využití Callisto jako potenciálního tělesa, kde by se mohla postavit povrchová základna využívaná pro produkci paliva potřebného pro průzkum vnějších oblastí sluneční soustavy.<ref name="CallistoBase">{{Citace elektronické monografie| titul=Vision for Space Exploration| url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf| vydavatel=[[NASA]]| rok=2004| formát=pdf}}</ref> Výhody Callisto jsou nižší radiace, jelikož se měsíc nachází nejdále z&nbsp;[[Galileovy měsíce|Galileových měsíců]], a geologická stabilita povrchu. Stálá základna by mohla být využita během průzkumu [[Europa (měsíc)|Europy]], či by byla ideálně umístěna pro servis lodí pro průzkum vnějších okrajů sluneční soustavy, které by kolem Jupiteru prolétaly za použití [[Gravitační manévr|efektu gravitačního praku]] po zastávce na Callisto.<ref name="HOPE" /> Ve zprávě z&nbsp;prosince 2003 NASA uvedla, že by se pokus o pilotovanou misi ke Callisto mohl uskutečnit ve 40.&nbsp;letech 21.&nbsp;století.<ref>{{Citace elektronické monografie|url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|autoři=Melissa L. McGuire, Stanley K. Borowski, Lee M. Mason, James Gilland|vydavatel=[[NASA]]|titul=High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto|datum přístupu=2010-02-14|url archivu=https://www.webcitation.org/68rIn3JrS?url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|datum archivace=2012-07-02|nedostupné=ano}}</ref> == YouTube == {| border="4" width="442" align="left" | {{#widget:YouTube|id=8Yeay2nE_cI}} |- align="center" | '''The Highest Resolution Images of Callisto''' |} {| border="4" width="442" align="right" | {{#widget:YouTube|id=LGcllv9il0g}} |- align="center" | '''Callisto: The Oldest Surface in the Solar System''' |} <br style="clear: both;" /> {| border="4" width="442" align="left" | {{#widget:YouTube|id=Wc9p4ys4I3c}} |- align="center" | '''Colonizing The Big Cratered Moon Callisto''' |} {| border="4" width="442" align="right" | {{#widget:YouTube|id=owpNfnLbeXU}} |- align="center" | '''ALL JUPITER'S MOON size Comparison''' |} <br style="clear: both;" /> == Poznámky == <references group=pozn. /> == Reference == <references /> == Externí odkazy == {{Flickr|Callisto+moon}}{{Commonscat|Callisto}}{{Dobrý článek}}{{Jupiterovy měsíce}}{{Článek z Wikipedie}} [[Kategorie:Měsíce Jupiteru]] [[Kategorie:Video články Multimediaexpo.cz]]

Návrat na stránku „Callisto (měsíc)“.