Array ( [0] => 15504472 [id] => 15504472 [1] => cswiki [site] => cswiki [2] => Callisto [uri] => Callisto [3] => [img] => [4] => [day_avg] => [5] => [day_diff] => [6] => [day_last] => [7] => [day_prev_last] => [8] => [oai] => [9] => [is_good] => [10] => [object_type] => [11] => 1 [has_content] => 1 [12] => Callisto je třetí největší měsíc Jupiteru a je známý pro svou fascinující krásu a podmínky, které by mohly být pro některé formy života příznivé. S průměrem přibližně 4 820 kilometrů je Callisto více než poloviční velikosti Měsíce a je jedním z nejstarších a nejzachovalejších těles v naší sluneční soustavě. Jeho povrch je pokrytý starými krátery, což naznačuje dlouhou a stabilní historii, která svým způsobem chrání jeho charakter. Callisto má také fascinující atmosféru, i když je velmi řídká, obsahující oxidu uhličitého a možná i další sloučeniny. Vědci se domnívají, že pod jeho ledovým povrchem by se mohla nacházet oceán, což z Callista činí zajímavý cíl pro budoucí průzkum. Tento měsíc je rovněž jedním z nejméně vystavených radiačním vlivům ze strany Jupiteru, což může znamenat, že by mohl ležet v příznivějších podmínkách pro případné biologické procesy. Studium Callista nám poskytuje cenné informace o geologických a atmosférických procesech ve sluneční soustavě a rozšiřuje naše chápání toho, jak mohou různé lunarární prostředí ovlivnit možnosti vzniku života. Ta možnost přítomnosti vody pod jeho povrchem vzbuzuje naději na další objevování a hledání odpovědí na otázky o životě ve vesmíru. Callisto tak zůstává nejen objektem vědeckého bádání, ale i symbolem pro lidstvo, které se snaží pochopit, jak může v různých prostředích vzkvétat, a také jaké tajemství vesmír ještě skrývá. [oai_cs_optimisticky] => Callisto je třetí největší měsíc Jupiteru a je známý pro svou fascinující krásu a podmínky, které by mohly být pro některé formy života příznivé. S průměrem přibližně 4 820 kilometrů je Callisto více než poloviční velikosti Měsíce a je jedním z nejstarších a nejzachovalejších těles v naší sluneční soustavě. Jeho povrch je pokrytý starými krátery, což naznačuje dlouhou a stabilní historii, která svým způsobem chrání jeho charakter. Callisto má také fascinující atmosféru, i když je velmi řídká, obsahující oxidu uhličitého a možná i další sloučeniny. Vědci se domnívají, že pod jeho ledovým povrchem by se mohla nacházet oceán, což z Callista činí zajímavý cíl pro budoucí průzkum. Tento měsíc je rovněž jedním z nejméně vystavených radiačním vlivům ze strany Jupiteru, což může znamenat, že by mohl ležet v příznivějších podmínkách pro případné biologické procesy. Studium Callista nám poskytuje cenné informace o geologických a atmosférických procesech ve sluneční soustavě a rozšiřuje naše chápání toho, jak mohou různé lunarární prostředí ovlivnit možnosti vzniku života. Ta možnost přítomnosti vody pod jeho povrchem vzbuzuje naději na další objevování a hledání odpovědí na otázky o životě ve vesmíru. Callisto tak zůstává nejen objektem vědeckého bádání, ale i symbolem pro lidstvo, které se snaží pochopit, jak může v různých prostředích vzkvétat, a také jaké tajemství vesmír ještě skrývá. ) Array ( [0] => {{Infobox - planeta [1] => | typ = [[měsíc (satelit)|měsíc]] [2] => | typ barva = měsíc [3] => | název = Callisto [4] => | obrázek = Callisto.jpg [5] => | popisek = Callisto na snímku sondy [[Galileo (sonda)|Galileo]] [6] => | označení = Jupiter IV [7] => | předběžné označení = [8] => | kdy = [[7. leden|7. ledna]] [[1610]] (Galileo)Galilei, G.; [https://archive.today/20010223011934/http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html ''Sidereus Nuncius''] (March 13, 1610) [9] => | kde = [10] => | kým = [[Galileo Galilei]]
[[Simon Marius]] [11] => | hvězda = [[Jupiter (planeta)|Jupiter]] [12] => | velká poloosa km = 1 882 700{{Citace elektronické monografie| titul=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters| vydavatel=Jet Propulsion laboratary, California Institute of Technology| url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem}} [13] => | výstřednost = 0,007 4 [14] => | periapsida = 1 869 000 km [15] => | apoapsida = 1 897 000 kmApocentrum je odvozeno od vedlejší osy ''a'' a excentricity ''e'': a*(1+e)'''. [16] => | sklon dráhy ke slunečnímu rovníku = 0,192 [17] => | oběžná doba d = 16,689 018 4 [18] => | orbitální rychlost průměrná = 8,204 [19] => | albedo = 0,22 (geometrické){{Citace monografie| příjmení=Moore| jméno=Jeffrey M.| spoluautoři=Chapman, Clark R.; Bierhaus, Edward B. et al.| titul=Callisto| encyclopedia=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere| rok=2004| vydavatel=Cambridge University Press| korporace=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.| url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf| formát=pdf}} {{Wayback|url=http://lasp.colorado.edu/~espoclass/homework/5830_2008_homework/Ch17.pdf |date=20090327052125 }} [20] => | rovníkový průměr km = 4820,6 ± 1,5{{Citace periodika| příjmení=Anderson| jméno=J. D. | spoluautoři=Jacobson, R. A.; McElrath, T. P.; ''et al.'' | titul=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto | periodikum=Icarus| rok=2001| ročník=153| strany=157–161| doi=10.1006/icar.2001.6664| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..153..157A}} [21] => | rovníkový průměr = 0,378 Země [22] => | povrch km2 = 7,30×107Plocha povrchu je odvozena z poloměru ''r'': 4\pi r^2'''. [23] => | povrch = 0,143 Země [24] => | objem km3 = 7,30×1010Objem ''v'' je odvozen z poloměru ''r'': 4\pi r^3/3'''. [25] => | objem = 0,0541 Země [26] => | hmotnost kg = 1,075 938 ± 0,000 137×1023 [27] => | hmotnost = 0,018 Země [28] => | hustota = 1,834 4 ± 0,003 4 [29] => | gravitace na rovníku m/s2 = 1,235Povrchová gravitace odvozena z hmotnosti ''m'', [[gravitační konstanta|gravitační konstanty]] a poloměru ''r'': Gm/r^2. [30] => | gravitace na rovníku g = 0,126 [31] => | úniková rychlost = 2,440Úniková rychlost odvozena z hmotnosti ''m'', [[gravitační konstanta|gravitační konstanty]] a poloměru ''r'': \textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r [32] => }} [33] => . [34] => | sklon rotační osy = 0 [35] => | povrchová teplota minimální = 80 [36] => | povrchová teplota průměrná = 134 [37] => | povrchová teplota maximální = 165 ± 5 [38] => | tlak = 7,5 [[Bar (jednotka)|pbar]] [39] => }} [40] => '''Callisto''', též '''Jupiter IV''', je [[Měsíc (satelit)|měsíc]] [[Jupiter (planeta)|Jupiteru]]. Náleží k tzv. [[Galileovy měsíce|Galileovým měsícům]], objevil ho [[Galileo Galilei]] v roce 1610. Callisto je druhým největším z Jupiterových měsíců a třetím největším měsícem ve [[Sluneční soustava|sluneční soustavě]] po Jupiterově [[Ganymedes (měsíc)|Ganymedu]] a Saturnově [[Titan (měsíc)|Titanu]]. Callisto má průměr 4 820 km, takže dosahuje přibližně 99 % velikosti planety [[Merkur (planeta)|Merkur]], ale pouze asi třetiny jeho hmotnosti. Obíhá jako čtvrtý nejvzdálenější měsíc z Galileových měsíců se střední vzdáleností asi 1 880 000 km. Oproti [[Io (měsíc)|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 měsíce. Měsíc má s Jupiterem [[vázaná rotace|vázanou rotaci]], takže neustále směřuje k planetě stejnou stranou. Jelikož obíhá daleko od Jupiteru, je jeho povrch méně ovlivňován působením jeho [[magnetosféra|magnetosféry]] než v případě vnitřních měsíců. [41] => [42] => Těleso je tvořeno horninami a ledem v přibližně stejném množství. Průměrná hustota měsíce dosahuje 1,83 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 km. Pod ledovou kůrou měsíce se nachází v hloubce okolo 100 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 křemičitanů. [43] => [44] => 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. Výrazné povrchové útvary tvoří četné prstencové struktury, impaktní krátery různých tvarů a pásy sekundárních kráterů a jizev, hřebenů a uloženin. Při pohledu na měsíc z 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. Absolutní stáří povrchu není známo. [45] => [46] => Kolem Callisto se nachází velice slabá [[atmosféra]] tvořená [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]] a pravděpodobně také [[molekulární kyslík|molekulárním kyslíkem]] a nad ní pak poměrně intenzivní [[ionosféra]]. Předpokládá se, že měsíc vznikl pomalou [[akrece|akrecí]] z disku [[prach]]u a [[plyn]]u, který obklopoval Jupiter po jeho vzniku. 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 částečné diferenciaci a pravděpodobně i ke zformování podpovrchového oceánu v hloubce okolo 100–150 km a malého kamenitého jádra. [47] => [48] => 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 případě sousední Europy. Měsíc zkoumaly sondy [[Pioneer 10]], [[Pioneer 11]], [[Galileo (sonda)|Galileo]] a [[Cassini (sonda)|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. Teplota na jeho povrchu se pohybuje od -190 °C do −130 °C. [49] => [50] => == Objevení a pojmenování == [51] => Callisto byl objeven Galileem v lednu 1610 společně s dalšími třemi měsíci Jupiteru: [[Ganymedes (měsíc)|Ganymedem]], [[Io (měsíc)|Io]] a [[Europa (měsíc)|Europou]]. Pojmenován byl dle řecké mytologie po jedné z nespočtu milenek [[Zeus|Dia]] [[Kallistó]] (''Καλλιστώ''), což byla nymfa spojovaná s bohyní lovu [[Artemis]]. Jméno navrhl [[Simon 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}} který byl s Galileem ve sporu ohledně připsání prvenství v objevení měsíců. Marius připsal nápad [[Johannes Kepler|Johnanu Keplerovi]].{{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}} Nicméně se pojmenování Callisto pro měsíc po dlouhou dobu neujalo a měsíc byl označován jako „Jupiter IV“ či „čtvrtý měsíc Jupiteru“ značící jeho pořadí od Jupiteru, jméno se zase začalo používat až v polovině 20. století, kdy bylo objeveno velké množství dalších měsíců.{{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}} [52] => [53] => == Oběžná dráha a rotace == [54] => [[Soubor:001221 Cassini Jupiter & Europa & Callisto.jpg|vlevo|náhled|Callisto (dole vlevo), Jupiter (vpravo nahoře) a Europa (vlevo dole pod [[Velká rudá skvrna|Velkou rudou skvrnou]]), snímek pořídila sonda [[Cassini (sonda)|Cassini]].]] [55] => [56] => Callisto je nejvzdálenější měsíc ze čtyř Galileových měsíců obíhajících kolem Jupiteru. Jupiter obíhá přibližně ve vzdálenosti 1 880 000 km (odpovídá 26,3 poloměrům Jupiteru), což je značně více než u třetího Galileova měsíce Ganymedu, který obíhá ve vzdálenosti 1 070 000 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.{{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}} [57] => [58] => Jako u většiny dalších pravidelných planetárních měsíců je i rotace Callisto [[vázaná rotace|vázaná]]. Délka dne je tak na povrchu Callisto stejně dlouhá jako doba oběhu, tedy přibližně 16,7 pozemského dne. Jeho oběžná dráha je mírně excentrická a ukloněná k Jupiterovu rovníku s [[excentricita dráhy|orbitální excentricitou]] a [[sklon dráhy|inklinací]] měnící se kvazi-periodicky vlivem slunečních a planetárních gravitačních perturbací v řádu století. Rozsah změn je mezi 0,0072–0,0076 respektive 0,20–0,60°. Tyto orbitální variace způsobuji [[Sklon rotační osy|sklony v rotační ose]] (úhel mezi rotační a oběžnou osou) mezi 0,4 až 1,6°.{{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}} [59] => [60] => Dynamická izolace Callisto znamená, že měsíc nebyl nikdy znatelně zahřát slapovým teplem, což mělo důležité důsledky pro jeho vnitřní stavbu a evoluci. Jeho vzdálenost od Jupiteru taktéž znamená, že tok nabitých částic z planetární magnetosféry na měsíční povrch je relativně nízký, až 300 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.{{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}} {{Wayback|url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf |date=20090225131107 }} Hladina radiace na povrchu měsíce odpovídá přibližně 0,01 [[Rem (jednotka)|rem]] (0,1 [[Sievert|mSv]]) za den.{{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 }} [61] => [62] => == Fyzikální charakteristika == [63] => [64] => === Složení === [65] => [[Soubor:PIA00844 NIMS spectra.gif|náhled|Spektrum blízké infračervenému světlu tmavých krátery posetých plání (červený) naznačuje relativně nízkou přítomnost vody (mezi 1 až 2 mikrony) a více horninového materiálu než v impaktních nížinách ([[Asgard (kráter)|Asgard struktura]], modrá).]] [66] => [67] => Průměrná hustota Callisto, 1,83 g/cm3, naznačuje složení z kamenného materiálu a vodního ledu v přibližně stejném množství s menším zastoupením nestálých ledů jako například čpavek.{{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}} Hmotnostní zastoupení ledů se pohybuje mezi 49 až 55 %. Přesné složení horninového pláště není známo, ale je podobné složení [[chondrit]]ů typu L či LL, které se od chondritů typu H liší především menším zastoupením železa, vyskytujícím se převážně ve formě oxidů a jen v malé míře ve formě železa metalického. V případě Callisto je hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům 0,9 ku 1,3, u [[Slunce]] je tento poměr 1:8. [68] => [69] => Povrchové [[albedo]] Callisto je okolo 20 %. 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 [[mikrometr]]u. Vodní led se zdá být na povrchu Callisto všudypřítomným, s celkovým podílem asi 25–50 %.{{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}} {{Wayback|url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf |date=20110514231040 }} 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]], [[oxid uhličitý]], [[oxid siřičitý]]{{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}} a možná amoniak a různé organické sloučeniny. Spektrální data ukazují, že měsíční povrch je v malém měřítku extrémně různorodý. Malé kousky ledu z čisté vody jsou smíšeny s kousky směsi ledu a kamení, na které navazují tmavé oblasti složené z neledového materiálu. [70] => [71] => 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. Zdá se, že odvrácená strana Callisto je obohacena [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]], kdežto přivrácená strana obsahuje více [[Oxid siřičitý|oxidu siřičitého]].{{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}} Mnoho čerstvých impaktních kráterů na povrchu taktéž ukazuje známky toho, že jsou obohaceny oxidem uhličitým. Celkově se odhaduje, že chemické složení povrchu, hlavně tmavých oblastí, by mohlo být podobné složení [[asteroid typu D|asteroidů typu D]], jejichž povrch je tvořen uhlíkatým materiálem. [72] => [73] => === Stavba === [74] => [[Soubor:PIA01478 Interior of Callisto.jpg|náhled|vlevo|150px|Model Callistovo vnitřní struktury ukazuje povrchovou ledovou vrstvu, pravděpodobně vrstvu tekuté vody a ledovo-kamennou vnitřní stavbu.]] [75] => [76] => Povrch Callisto posetý krátery leží na studené, ztuhlé a ledové [[litosféra|litosféře]], jejíž mocnost je mezi 80 až 150 km. Pravděpodobný slaný oceán se nachází mezi 50 až 200 km hluboko pod povrchovou kůrou, jak naznačují studie [[magnetické pole Jupiteru|magnetického pole okolo Jupiteru]] a jeho měsíců.{{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}}{{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}} 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 km. Existence oceánu se jeví více pravděpodobná, pokud voda obsahuje malé množství čpavku či jiné nemrznoucí směsi a to v zastoupení minimálně 5 hmotnostních procent.{{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}} {{Wayback|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf |date=20080227015925 }} V tomto případě by oceán mohl být 250 až 300 km hluboký. Pokud by na měsíci oceán neexistoval, ledová kůra by byla pravděpodobně tlustší a dosahovala by mocnosti okolo 300 km. [77] => [78] => Pod litosférou a případným oceánem není vnitřní stavba Callisto zcela jednotvárná, ale ani výrazně rozdílná. Údaje pořízené sondou [[Galileo (sonda)|Galileo]] (zvláště bezrozměrný [[moment setrvačnosti]]Bezrozměrný moment setrvačnosti lze vypočítat jako I/(mr^2), kde I je moment setrvačnosti, m hmotnost a r střední poloměr. Pro homogenní kouli je bezrozměrný moment roven 0,4, avšak čím více hustota roste směrem ke středu, tím je hodnota nižší. – 0.3549 ± 0.0042 – určený během těsných průletů kolem měsíce) naznačují, že vnitřek měsíce je tvořen stlačenými horninami a směsí ledů s narůstajícím obsahem hornin se zvyšující se hloubkou způsobeným částečným usazováním jednotlivých složek.{{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}} {{Wayback|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf |date=20070926195310 }} Jinými slovy, Callisto je jen částečně diferenciovaný. Hustota a moment setrvačnosti jsou ve shodě s existencí malého silikátového jádra uprostřed měsíce. Poloměr takového jádra by nemohl překročit 600 km a jeho hustota by ležela mezi 3,1–3,6 g/cm3. [79] => [80] => === Povrchové útvary === [81] => {{Viz též|Seznam útvarů na Callisto}} [82] => [[Soubor:Cratered plains PIA00745.jpg|náhled|vlevo|Snímek sondy Galileo ukazuje krátery posetou planinu pro ilustraci hladkého povrchu měsíce]] [83] => Prastarý povrch Callisto je jedním z krátery nejvíce posetých povrchů ve sluneční soustavě.{{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}} {{Wayback|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf |date=20080227015923 }} Ve skutečnosti četnost impaktních kráterů na povrchu je blízko nasycení, vznik nového kráteru by vedl k 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.{{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}} Impaktní krátery a několik prstencových struktur společně s doprovodnými trhlinami, [[sráz]]y a usazeným materiálem tvoří jediné velké útvary, které se na povrchu nacházejí. [84] => [85] => 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 několika jednotlivými prstencovými strukturami a impaktními krátery.{{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}} 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. Věří se, že světlé pláně vznikly jako výsledek depozice ledových částic z impaktů. Světlé, hladké planiny tvoří malou část povrchu Callisto. Nacházejí se v okolí hřbetů a údolí spojených se vznikem kráterů [[Valhalla (kráter)|Valhalla]] a [[Asgard (kráter)|Asgard]] a jako izolovaná místa v krátery posetých planinách. Věřilo se, že jsou spojeny s 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. Snímky ze sondy Galileo odhalily malé, tmavé, hladké oblasti s obecnou velikostí méně než 10 000 km2, které vypadají, jako by obepínaly okolní terén. Pravděpodobně by se mohlo jednat o depozity spojené s [[kryovulkanismus|kryovulkanismem]]. Obě skupiny, jak světlé tak i různorodé hladké planiny, jsou mladší a méně poseté krátery než okolní krátery poseté planiny.{{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}} [86] => [87] => [[Soubor:Callisto Har PIA01054.jpg|náhled|250px|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.]] [88] => [89] => Průměr impaktních kráterů sahá od 0,1 km, což je spodní hranice rozlišení pořízených snímků, až přes 100 km bez započítání prstencových struktur. Malé krátery s průměrem menším než 5 km mají jednoduše mísovitý tvar či rovné dno. Krátery větší než 5 km a menší než 40 km mají vyvinutý centrální vrcholek. Větší impaktní struktury s průměrem 25 až 100 km mají centrální depresi namísto vrcholku jako například [[Tindr (kráter)|kráter Tindr]]. Větší krátery s průměrem přes 60 km mohou mít centrální dóm, který vzniká jako výsledek tektonického výzdvihu centrální části kráteru po dopadu jako v případě kráterů [[Doh (kráter)|Doh]] a [[Hár (kráter)|Hár]]. Malé množství velmi velkých kráterů přesahujících 100 km a světlé impaktní krátery ukazují anomální geometrii centrálního dómu. Krátery na Callisto jsou obvykle mělčí než obdobné krátery na [[Měsíc]]i. [90] => [91] => [[Soubor:Valhalla crater on Callisto.jpg|náhled|Snímek pořízený sondou [[Voyager 1]] ukazuje [[Valhalla (kráter)|kráter Valhalla]], prstencový impaktní útvar s průměrem 3800 km]] [92] => [93] => Největšími impaktními útvary na povrchu Callisto jsou mnohočetné prstencové pánve. Dvě jsou enormní. [[Valhalla (kráter)|Kráter Valhalla]] je největší, má světlejší centrální oblast o průměru 600 km a prstence sahající až do vzdálenosti 1 800 km od centra kráteru.{{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/}} Druhý největší kráter je [[Asgard (kráter)|kráter Asgard]], který má v průměru 1 600 km. Prstencové struktury vznikly pravděpodobně jako důsledek podopadových deformací projevujících se soustředným popraskáním litosféry ležící na vrstvě měkkého či tekutého materiálu, pravděpodobně oceánu.{{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}} Dalšími útvary jsou tzv. [[Catena]]e, například [[Gomul Catena]], dlouhé řetězy impaktních kráterů ležící v 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. 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 vysokým albedem okolo 80 % se nacházejí na povrchu Callisto obklopené mnohem tmavším materiálem. 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. Předpokládá se, že jsou tvořeny tenkou vrstvou zmrzlých vodních depozitů. Tmavý materiál obvykle leží v nížinách a obklopuje a částečně přikrývá světlejší útvary. Často vyplňuje dna impaktních kráterů větších než 5 km a mezikráterové deprese. [94] => [95] => [[Soubor:Landslides and knobs PIA01095.jpg|náhled|vlevo|200px|Dva sesuvy dlouhé 3 až 3,5 km jsou viditelné v pravé části snímku na dnu dvou velkých impaktních kráterů]] [96] => [97] => V rozlišení menším než kilometr se jeví povrch Callisto více degradován než povrch ostatních ledových měsíců ze skupiny Galileových měsíců. Typicky na povrchu chybí malé impaktní krátery s průměrem menším než 1 km ve srovnání například s tmavými planinami na povrchu [[Ganymed (měsíc)|Ganymedu]]. Místo malých impaktních kráterů jsou téměř všudypřítomnými povrchovými útvary malé pahorky a deprese. Předpokládá se, že pahorky představují pozůstatky okrajů impaktních kráterů, které byly erodovány zatím neznámým mechanismem.{{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}} Nejpravděpodobnější se jeví pomalý proces [[sublimace]] ledu, což je umožněno teplotou 156 [[kelvin|K]], které Callisto dosáhne v [[subsolární bod|subsolárním bodu]]. 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. Takovéto laviny jsou často pozorovány poblíž a uvnitř impaktních kráterů. Stěny kráterů jsou příležitostně přerušeny malými stružkami (anglicky nazývanými ''gullies''), které jsou známé z [[povrch Marsu|povrchu Marsu]]. V hypotéze sublimace ledu je pak nízko ležící tmavý materiál interpretován jako vrstva, která je tvořena částicemi pocházejícími z okraje kráterů bez přítomnosti ledu. [98] => [99] => 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.{{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}} Absolutní datování povrchu zatím neproběhlo, ale na základě teoretických úvah se předpokládá, že krátery poseté planiny jsou okolo 4,5 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 datování mezi 1 až 4 miliardami let. [100] => [101] => === Atmosféra a ionosféra === [102] => [[Soubor:Callisto field.svg|náhled|300px|Indukované magnetické pole kolem Callisto]] [103] => Callisto má velmi slabou atmosféru tvořenou oxidem uhličitým. Byla detekována zařízením ''Near Infrared Mapping Spectrometer'' (NIMS) na palubě sondy Galileo z absorpcí záření o vlnové délce 4,2 [[mikrometr]]u. Povrchový tlak atmosféry byl určen na 7,5×10−12 [[bar (jednotka)|baru]] a hustota částic na 4×108 cm−3. Jelikož takto slabá atmosféra by se ztratila za pouhé čtyři dny, musí být konstantně doplňována, pravděpodobně sublimací [[Oxid uhličitý|suchého ledu]] z měsíční ledové kůry, což by bylo ve shodě s hypotézou sublimační degradace povrchu vysvětlující vznik povrchových pahorků. [104] => [105] => Ionosféra Callisto byla poprvé detekována během průletu sondy Galileo,{{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}} její hustota elektronů dosahující (7 až 17)×104 cm−3 nemůže být vysvětlena pouhou [[fotoionizace|fotoionizací]] atmosférického oxidu uhličitého. Z toho důvodu existuje možnost, že v atmosféře Callisto v současnosti dominuje [[molekulární kyslík]], který je 10 až 100 krát četnější než CO2.{{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}} {{Wayback|url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf |date=20090225131107 }} Nicméně kyslík zatím nebyl přímo v atmosféře Callisto detekován. Pozorování za pomoci [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]] (HST) určily horní limit jeho možné koncentrace v atmosféře.{{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}} V ten samý čas byl HST schopen detekovat kondenzovaný kyslík zachycený na povrchu Callisto.{{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}} [106] => [107] => == Původ a vývoj == [108] => Částečná diferenciace Callisto (odvozena například z měření [[moment setrvačnosti|momentu setrvačnosti]]) znamená, že měsíc se nikdy uvnitř nezahřál natolik, aby došlo k roztavení jeho ledové složky. Proto se jako nejvíce pravděpodobný model jeví vznik měsíce pomocí pomalé [[akrece]] v nízkohustotní [[sluneční mlhovina|mlhovině]] tvořené plynem a prachem, obíhající okolo Jupiteru po jeho zformování. Takovýto pomalý stupeň akrece by mohl umožnit držet krok ochlazování měsíce s akumulací tepla způsobenou impakty, rozpadem radioaktivních prvků a kontrakcí měsíce a tím zabránit roztavení materiálu a rychlé diferenciaci.{{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}} Možný čas potřebný pro vznik Callisto se pak pohybuje mezi 0,1–10 milióny let. [109] => [110] => [[Soubor:Jagged Hills PIA03455.jpg|náhled|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.]] [111] => [112] => Pozdější evoluce Callisto po akreci závisela na bilanci tepla z radioaktivních rozpadů, ochlazování [[Vedení tepla|tepelnou kondukcí]] poblíž povrchu a subsolidovou [[šíření tepla prouděním|konvekcí]] uvnitř měsíce.{{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}} {{Wayback|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf |date=20070824155106 }} Podrobnosti subsolidové konvekce v ledu jsou zdrojem největších nejistot v modelech všech [[ledový měsíc|ledových měsíců]]. Je známo, že vzniknou, když je teplota dostatečně blízko [[Teplota tání|bodu tání]], vzhledem k teplotní závislosti [[viskozita|viskozity]] ledu. Subsolidová konvekce v ledových tělesech je pomalý proces s pohybem ledu okolo 1 cm/rok, ale ve skutečnosti se i tak jedná o velice efektivní chladicí mechanismus z dlouhodobého hlediska.{{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}} Zdá se, že probíhá v podmínkách, kdy pevná chladná vrstva při povrchu měsíce vede teplo kondukcí, zatímco pod ní se led nachází v subsolidovém stavu, takže může vést teplo konvekcí. Vnější konduktivní vrstva u Callisto odpovídá chladné a pevné litosféře o tloušťce 100 km. Její přítomnost by vysvětlila nepřítomnost jakýchkoliv známek vnitřní aktivity na povrchu měsíce. Konvekce ve vnitřních částech měsíce může být v různých vrstvách odlišná, protože vlivem vysokých tlaků zde se vodní led vyskytuje v různých [[led#Exotické fáze ledu|krystalických fázích]] od tzv. ledu I na povrchu až po led VII hluboko uvnitř měsíce. Subsolidová konvekce v nitru Callisto mohla bránit tání ledu ve větším měřítku, takže nemohla proběhnout žádná vnitřní diferenciace tělesa, která by jinak vedla k 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 časovém měřítku miliard let, a je možné, že tento proces stále není ukončen.{{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}} [113] => [114] => Podle toho, co zatím o Callisto víme, nelze vyloučit existenci vrstvy či „oceánu“ kapalné vody pod povrchem měsíce. To je spojeno s anomálním chováním ledu krystalické fáze I, jehož teplota tání klesá s tlakem, a to až na 251 Kelvinů při tlaku 2 070 [[bar (jednotka)|barů]]. Ve všech realistických modelech vnitřní stavby Callisto teplota ve vrstvě v hloubce mezi 100–200 km je velmi blízko této anomální teploty tání nebo ji lehce překračuje. Přítomnost i malého množství čpavku (okolo 1–2 hmotnostních %) téměř garantuje existenci kapalné vrstvy, jelikož čpavek dále snižuje teplotu tání. [115] => [116] => Zatímco objemově je Callisto velice podobný Ganymedu, jeho geologická historie byla pravděpodobně jednodušší. Povrch Callisto byl snad formován impakty a dalšími exogenními pochody. Na rozdíl od sousedního Ganymedu, který má povrch pokryt rýhami, existuje jen málo náznaků o [[desková tektonika|tektonických]] procesech na Callisto. Relativně jednoduchá geologická historie Callisto tak umožňuje planetologům využívat měsíc jako referenční těleso pro srovnávací studie s více aktivními a komplexními světy. [117] => [118] => == Možný život v oceánu == [119] => Podobně jako v 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.{{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}} {{Wayback|url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf |date=20080820014713 }} Nicméně případné životní podmínky na Callisto jsou nehostinnější než u Europy. Hlavními důvody jsou nedostatek spojení s pevným materiálem a nižší tepelný tok z vnitřních oblastí Callisto. Torrence Johnson k možnosti života na Callisto ve srovnání s dalšími Galileovo měsíci řekl:{{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}} [120] => [121] => {{Citát v rámečku|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 současnosti je oceán Callisto zahříván pouze rozpady radioaktivních prvků, kdežto Europa má navíc ještě teplo produkované slapovými jevy kvůli blízkosti k Jupiteru.}} [122] => [123] => Na základě výše zmíněného názoru a dalších vědeckých pozorování se věří, že největší možnost výskytu mimozemského bakteriálního života je na Europě.{{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}}{{Nedostupný zdroj}} [124] => [125] => == Průzkum == [126] => Průlety amerických sond [[Pioneer 10]] a [[Pioneer 11]] kolem Jupiteru v 70. letech 20. století přinesly jen málo nových informací, které by nebyly známé z pozorování pozemskými teleskopy. Průlom přišel až s 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 rozlišením mezi 1 až 2 kilometry na pixel, určily přesně teplotu povrchu, [[hmotnost]] a tvar. Druhá část výzkumu proběhla mezi lety 1994 až 2003, když kolem měsíce osmkrát těsně prolétla další americká sonda [[Galileo (sonda)|Galileo]]. Poslední průlet C30 v roce 2001 se odehrál jen 138 km nad povrchem měsíce. Sonda Galileo dokončila snímkování povrchu s množstvím snímků o rozlišení 15 metrů u vybraných oblastí. V roce 2000 sonda Cassini, na své cestě k Saturnu, pořídila v infračerveném spektru vysoce kvalitní snímky všech Galileových měsíců včetně Callisto.{{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}} Mezi únorem až březnem roku 2007 pořídila nové snímky ve viditelném světle a provedla spektrální měření sonda [[New Horizons]] na své cestě k [[Pluto (trpasličí planeta)|Plutu]].{{Citace periodika| příjmení=Morring | jméno=F.| titul=Ring Leader | periodikum=Aviation Week & Space Technology| datum=2007-05-07| strany=80–83}} [127] => [128] => Na rok 2020 se plánuje start společného projektu americké NASA a evropské [[Evropská kosmická agentura|ESA]] s názvem [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM) za účelem výzkumu [[Měsíce Jupiteru|Jupiterových měsíců]]. V únoru 2009 bylo oznámeno, že projektu se dává přednost před misí [[Titan Saturn System Mission]].{{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}} Mise EJSM sestává z [[Jupiter Europa Orbiter]] pod patronací NASA a [[Jupiter Ganymede Orbiter]] vedenou ESA.{{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}} [129] => [130] => == Případná kolonizace == [131] => [[Soubor:Callisto base.PNG|náhled|180px|Umělecká představa základny na povrchu Callisto]] [132] => V 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.{{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}}{{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}} [133] => [134] => V 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.{{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}} Výhody Callisto jsou nižší radiace, jelikož se měsíc nachází nejdále z [[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. [135] => [136] => Ve zprávě z prosince 2003 NASA uvedla, že by se pokus o pilotovanou misi ke Callisto mohl uskutečnit ve 40. letech 21. století.{{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}} [137] => [138] => == Odkazy == [139] => [140] => === Poznámky === [141] => [142] => [143] => === Reference === [144] => {{Překlad [145] => | jazyk = en [146] => | článek = Callisto (moon) [147] => | revize = 343278255 [148] => }} [149] => [150] => {{Citace periodika| příjmení=Carlson| jméno=R. W.| spoluautoři=''et al.''| titul=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto| periodikum=Science| rok=1999| ročník=283| strany=820–821| doi=10.1126/science.283.5403.820| url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf| formát=pdf| pmid=9933159| datum přístupu=2010-02-17| url archivu=https://web.archive.org/web/20081003231710/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf| datum archivace=2008-10-03| nedostupné=ano}} {{Wayback|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf |date=20081003231710 }} [151] => [152] => [153] => === Externí odkazy === [154] => * {{Commonscat}} [155] => * {{Commons|Callisto}} [156] => [157] => {{Jupiterovy měsíce}} [158] => {{Dobrý článek}} [159] => {{Autoritní data}} [160] => {{Portály|Planetární vědy}} [161] => [162] => [[Kategorie:Měsíce Jupiteru]] [] => )
good wiki

Callisto

{{Infobox - planeta | typ = měsíc | typ barva = měsíc | název = Callisto | obrázek = Callisto. jpg | popisek = Callisto na snímku sondy Galileo | označení = Jupiter IV | předběžné označení = | kdy = 7.

More about us

About

S průměrem přibližně 4 820 kilometrů je Callisto více než poloviční velikosti Měsíce a je jedním z nejstarších a nejzachovalejších těles v naší sluneční soustavě. Jeho povrch je pokrytý starými krátery, což naznačuje dlouhou a stabilní historii, která svým způsobem chrání jeho charakter. Callisto má také fascinující atmosféru, i když je velmi řídká, obsahující oxidu uhličitého a možná i další sloučeniny. Vědci se domnívají, že pod jeho ledovým povrchem by se mohla nacházet oceán, což z Callista činí zajímavý cíl pro budoucí průzkum. Tento měsíc je rovněž jedním z nejméně vystavených radiačním vlivům ze strany Jupiteru, což může znamenat, že by mohl ležet v příznivějších podmínkách pro případné biologické procesy. Studium Callista nám poskytuje cenné informace o geologických a atmosférických procesech ve sluneční soustavě a rozšiřuje naše chápání toho, jak mohou různé lunarární prostředí ovlivnit možnosti vzniku života. Ta možnost přítomnosti vody pod jeho povrchem vzbuzuje naději na další objevování a hledání odpovědí na otázky o životě ve vesmíru. Callisto tak zůstává nejen objektem vědeckého bádání, ale i symbolem pro lidstvo, které se snaží pochopit, jak může v různých prostředích vzkvétat, a také jaké tajemství vesmír ještě skrývá.

Expert Team

Vivamus eget neque lacus. Pellentesque egauris ex.

Award winning agency

Lorem ipsum, dolor sit amet consectetur elitorceat .

10 Year Exp.

Pellen tesque eget, mauris lorem iupsum neque lacus.

You might be interested in

,'Galileo (sonda)','Europa (měsíc)','oxid uhličitý','bar (jednotka)','gravitační konstanta','molekulární kyslík','moment setrvačnosti','Jupiter (planeta)','Asgard (kráter)','Galileo Galilei','mikrometr','Io (měsíc)'

Mikrometr

Mikrometr je přesný měřicí nástroj používaný pro měření délek a vzdáleností na malých rozměrech.