Kalisto (mesiac)

Objavenie a názov

Kallisto objavil Galileo v januári 1610 spolu s ďalšími tromi mesiacmi Jupitera: Ganymedom, Io a Európou. Nazvali ho podľa gréckej mytológie podľa jednej z viacerých mileniek Dia Kallisto (Καλλιστώ), čo bola nymfa spájaná s bohyňou lovu Artemis. Meno navrhol Simon Marius, ktorý bol s Galileom v spore o pripísaní prvenstva v objavení mesiacov. Marius pripísal nápad Johnanovi Keplerovi. 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.

Obežná dráha a rotácia

Kallisto je najvzdialenejší zo štyroch Galileových mesiacov obiehajúcich okolo Jupitera. Jupiter obieha približne vo vzdialenosti 1 880 000 km (zodpovedá 26,3 polomerom Jupitera), 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.
Ako u väčšiny ďalších pravidelných planetárnych mesiacov je aj rotácia Kallisto viazaná. 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°. Tieto orbitálne variácie spôsobujú sklony rotačnej osi (uhol medzi rotačnou a obežnou osou) medzi 0,4 až 1,6°.
Dynamická izolácia Kallisto znamená, že mesiac nebol nikdy poznateľne zahriaty slapovým teplom, čo malo významné dôsledky pre jeho vnútornú stavbu a evolúciu. 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. Hladina radiácie na povrchu mesiaca zodpovedá približne 0,01 remu (0,1 mSv) za deň.

Zloženie

Priemerná hustota Callisto, 1,83 g/cm³, naznačuje, že je zložená z kamenného materiálu a vodného ľadu v približne rovnakom pomere s menším zastúpením nestálych ľadov ako napríklad čpavku. Hmotnostné zastúpenie ľadov sa pohybuje medzi 49 až 55 %. 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.
Povrchové albedo Kallisto je okolo 20 %. 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. Vodný ľad sa zdá byť na povrchu mesiaca všadeprítomným, s celkovým podielom asi 25 – 50 %. 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, oxid uhličitý, oxid siričitý a možno amoniak a rôzne organické zlúčeniny. 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.
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. Zdá sa, že odvrátená strana Kallisto je obohatená oxidom uhličitým, ale privrátená strana obsahuje viac oxidu siričitého. Mnoho čerstvých impaktných kráterov na povrchu taktiež ukazuje prítomnosť oxidu uhličitého. Celkovo sa odhaduje, že chemické zloženie povrchu, hlavne tmavých oblastí, by mohlo byť podobné zloženiu asteroidov typu D, ktorej povrch je tvorený uhlíkatým materiálom.

Stavba

Povrch Callisto posiaty krátermi leží na studenej, stuhnutej a ľadovej litosfére, ktorá je medzi hrubá 80 až 150 km. Ak pod povrchovou kôrou existuje slaný oceán, nachádza sa v hĺbke medzi 50 až 200 km, ako naznačujú štúdie magnetického poľa okolo Jupitera a jeho mesiacov. 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. Existencia oceánu je pravdepodobnejšia, ak voda obsahuje malé množstvo čpavku či inej nemrznúcej zmesi a to v zastúpení minimálne 5 hmotnostných percent. V tomto prípade by vrstva oceánu mohla byť 250 až 300 km hrubá. 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 (najmä bezrozmerný moment zotrvačnosti -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. 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.

Povrchové útvary

Prastarý povrch Kallisto je jedným z najviac krátermi posiatych povrchov v slnečnej sústave. 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. Impaktné krátery a niekoľko prstencových štruktúr spolu so sprievodnými trhlinami, zrázmi a usadeným materiálom sú jediné veľké útvary, ktoré sa na povrchu nachádzajú.
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. 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. 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. 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. Obe skupiny, ako svetlé tak aj rôznorodé hladké planiny, sú mladšie a menej posiate krátermi ako okolité krátermi posiate planiny.
Impaktné krátery majú priemer od 0,1 km, čo je spodná hranica rozlíšenia zhotovených snímok, až viac ako 100 km bez započítania prstencových štruktúr. 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. Väčšie krátery s priemerom viac ako 60 km môžu mať centrálny dóm, ktorý vzniká ako výsledok tektonického zdvihu centrálnej časti krátera po dopade ako v prípade kráterov Doh a Hár. Malé množstvo veľmi veľkých kráterov presahujúcich 100 km a svetlé impaktné krátery ukazujú anomálnu geometriu centrálneho dómu. Krátery na Kallisto sú zvyčajne plytšie ako podobné krátery na Mesiaci.
Najväčšími impaktnými útvarmi na povrchu Kallisto sú mnohopočetné prstencové panvy. 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. Druhý najväčší kráter je Asgard, ktorý má v priemere 1 600 km. Prstencové štruktúry vznikli pravdepodobne ako dôsledok podopadových deformácií prejavujúcich sa sústredným popraskaním litosféry ležiacej na vrstve mäkkého či tekutého materiálu, pravdepodobne oceánu. 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. 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. 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. 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.
V meradle menšom ako kilometer sa povrch Kallisto javí viac degradovaný ako povrch ostatných Galileových mesiacov. Na povrchu chýbajú malé impaktné krátery s priemerom menším ako 1 km v porovnaní napríklad s tmavými planinami na povrchu Ganymeda. Miesto malých impaktných kráterov sú takmer všadeprítomnými povrchovými útvarmi malé pahorky a depresie. Predpokladá sa, že pahorky predstavujú pozostatky okrajov impaktných kráterov, ktoré boli erodovadé zatiaľ neznámym mechanizmom. Najpravdepodobnejší sa javí pomalý proces sublimácie ľadu, čo je umožnené teplotou 156 K, pri ktorej Kallisto dosiahne subsolárny bod. 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. Takéto lavíny sú často pozorované v blízkosti a vnútri impaktných kráterov. Steny kráterov sú príležitostne prerušené malými vpustami (angl. gullies), ktoré sú známe z povrchu Marsu. 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. 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.
Krátery sú pomenované podľa hrdiniek a hrdinov severských bájí. Veľký kráter Tornarsuk s priemerom 104 km je napríklad pomenovaný podľa bájneho grónskeho hrdinu.

Atmosféra a ionosféra

Kallisto má veľmi slabú atmosféru tvorenú oxidom uhličitým. 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, čo by bolo v zhode s hypotézou sublimačnej degradácie povrchu vysvetľujúcej vznik povrchových pahorkov.
Ionosféra Kallisto bola prvýkrát objavená počas preletu sondy Galileo, 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. 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). V ten istý čas bol HST schopný detegovať kondenzovaný kyslík zachytený na povrchu Kallisto.

Pôvod a vývoj

Čiastočná diferenciácia Kallisto (odvodená napríklad z merania momentu zotrvačnosti) znamená, že mesiac sa nikdy vnútri nezohrial natoľko, aby došlo k roztaveniu jeho ľadovej zložky. 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. 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. Možný čas potrebný pre vznik Kallisto sa potom pohybuje medzi 0,1 – 10 miliónmi rokov.
Neskoršia evolúcia Kallisto po akrécii závisela na bilancii tepla z rádioaktívnych rozpadov, ochladzovania tepelnou kondukciou v blízkosti povrchu a subsolidovou konvekciou vnútri mesiaca. 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. 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. 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. 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. 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. Subsolidová konvekcia 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.
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. 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. Prítomnosť aj malého množstva čpavku (okolo 1 – 2 hmotnostných %) takmer garantuje existenciu tekutej vrstvy, pretože čpavok ďalej znižuje teplotu topenia.
Hoci objemovo je Kallisto veľmi podobná Ganymedu, jej geologická história bola pravdepodobne jednoduchšia. Povrch Kallisto bol formovaný impaktmi a ďalšími exogénnymi pochodmi. Na rozdiel od susedného Ganymeda, ktorý má povrch pokrytý ryhami, existuje len málo náznakov o tektonických procesoch na Kallisto. Relatívne jednoduchá geologická história mesiaca tak umožňuje planetológom využívať mesiac ako referenčné teleso pre porovnávacie štúdie s viacerými aktívnymi a komplexnými svetmi.

Prieskum

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. 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. 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. V roku 2000 zhotovila sonda Cassini na svojej ceste k Saturnu vysoko kvalitné snímky v infračervenom spektre všetkých Galileových mesiacov vrátane Kallisto. Medzi februárom až marcom roku 2007 vyhotovila nové snímky vo viditeľnom svetle a vykonala spektrálne merania sonda New Horizons na svojej ceste k Plutu.
Na rok 2020 sa plánuje štart spoločného projektu americkej NASA a európske ESA s názvom Europa Jupiter System Mission (EJSM) s cieľom skúmať mesiace Jupitera. Vo februári 2009 bolo oznámené, že projektu sa dáva prednosť pred misiou Titan Saturn System Mission. Misia EJSM pozostáva z Jupiter Europa Orbiter pod patronátom NASA a Jupiter Ganymedes Orbiter vedenom ESA.

Prípadná kolonizácia

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