Ve svém příspěvku do AmberZine, který vyšel 8. ledna 1998, jsem popsal cestu sondy Galileo k největší planetě naší Sluneční soustavy, k planetě Jupiter a příliš jsem se zde již nerozepisoval o výsledcích, kterých zde sonda dosáhla. O nich se proto dozvíte v dnešním pokračování mého článku. Tento článek je zároveň částí jedné mé přednášky na letošním Parconu.

Průběh mise u Jupitera
Atmosférické pouzdro
Jak jsem již uvedl v předchozí přednášce, obě části sondy dorazily k Jupiteru po lehce odlišných trajektoriích 7. prosince 1995. Atmosférický modul vstoupil do atmosféry v 22:04 UT rychlostí 170 000 km/hod. Během brždění atmosférou přežil přetížení kolem 230 G a úspěšně provedl naplánovaná měření. Data byla vysílána na orbitální část po dobu 57,6 min. Poslední signál přišel po 61,4 min., kdy byl modul zničen tlakem asi 28 atmosfér. Průběh sestupu je patrný z grafu. Místo vstupu pozoroval během října téhož roku i HST. Získaná data významně poopravila naše představy o Jupiterově atmosféře. Nejdůležitější výsledky jsou shrnuty v následujícím přehledu:

• zastoupení vodíku a helia je stejné jako u Slunce
• těžší prvky jako uhlík, dusík a síra jsou zastoupeny mnohem více než na Slunci
• zastoupení organických sloučenin je zanedbatelné
• vanou zde větry o rychlostech nejméně 640 km/hod.
• aktivita blesků je 10x menší než v zemské atmosféře, ale blesky jsou až 10x energetičtější a jsou dlouhé až 30 km
• zastoupení vody je dvakrát menší než na Slunci (voda je zřejmě vázána v nitru planety)

Orbitální modul
Orbitální modul Galilea dorazil k Jupiterovi o šest hodin později. V době těsně před příletem se vyskytly potíže s palubním záznamníkem, který se zasekl. Podle nejčernějších předpovědí byla předem ztracena téměř veškerá data, která by sonda během následujících let získala. Naštěstí se závadu podařilo odstranit za cenu pouze ztráty velmi malé části záznamníku pro budoucí účely. Sonda ihned po příletu prolétla dosti těsně kolem nejvnitřnějšího z velkých měsíců, kolem měsíce Io (vzdálenost 899 km), z důvodu předchozích potíží se však řídící tým rozhodl, že nebudou pořizována data o tomto měsíci a že se sonda bude výhradně soustředit na záznam a pozdější přenos dat získaných atmosférickým pouzdrem. Následovalo dalších 11 oběhů kolem Jupitera v průběhu dvou let. Galileo se přiblížil k jednotlivým galileovským měsícům. Během každého přiblížení došlo ke změně dráhy sondy. Jediným měsícem, ke kterému se dosud nepřiblížil byl již zmíněný měsíc Io. Odborníci se příliš obávají poškození sondy silným magnetickým polem planety a proto si přibližení k Io nechávají na úplný závěr mise.

V prosinci loňského roku Galileo úspěšně splnil plánované úkoly a protože je sonda nadále ve velmi dobrém stavu bylo rozhodnuto o dalším prodloužení jejího letu. Nová část mise byla nazvána Galileo-Europa Mission, protože je při ní kladen důraz na výzkum měsíce Europa. Proč, o tom se dozvíte v další části článku. Plánovaná doba trvání je 2 roky. Hlavním cílem je studium krusty, atmosféry a pravděpodobného oceánu na Europě, plazmatického torusu obklopujícího Io a vulkanických procesů, atmosféry a magnetosféry tohoto měsíce. Mise začala fází nazvanou Europa Campaign, která v sobě zahrnuje jednoroční intenzivní studium Europy během osmi po sobě následujících přiblížení. Druhou fází je Perijove Reduction Campaign, kdy bude využito 4 přiblížení k měsíci Callisto k výraznému snížení orbitální dráhy sondy. V této fázi se Galileo zaměří na vyhledávání vody v atmosféře Jupitera. Poté nastane poslední fáze Io Encounter, což by měl být blízký průlet kolem měsíce v říjnu 1999. V případě, že sonda přežije toto přiblížení, je plánován ještě jeden průlet. GEM se tedy bude skládat z dalších nejméně 11-ti průletů v blízkosti některého z obřích měsíců. Prodloužená mise bude stát 30 miliónů dolarů. Zahájena byla 7. prosince loňského roku a očekávaný konec je 31. prosince 1999. Hned první setkání s Europou bylo nejtěsnějším setkáním celé 4leté mise. Sonda prolétla pouhých 200 km nad povrchem měsíce, přičemž nejlepší rozlišení na snímcích činilo 6 m/px.

Co nám sonda přinesla
Jupiter
A nyní se již podívejme na výsledky a snímky získané sondou během dosavadního průběhu její mise. A začněme Jupiterem. O některých objevech byla řec už v části věnované atmosférickému modulu. Sonda odhalila v atmosféře planety existenci tzv. suchých skvrn. Ty zabírají asi 1% celkového povrchu planety a zastoupení vodních par je v nich o 2 řády nižší než je v atmosféře obvyklé. Jednu z nich vidíme je na snímku pořízeném ze vzdálenosti 1,5 mil. km, který pokrývá oblast 34000 x 22000 km. Skvrna má černou barvu. Tyto skvrny jsou kolmými dutinami v jasné, sluneční světlo odrážející vrstvě oblaků, kterými vzhůru stoupá horký vzduch z hlubokých částí atmosféry. Je zřejmé, že právě do jedné takovéto skvrny vstoupilo v prosinci 1995 atmosférické pouzdro vypuštěné ze sondy. Dále se zde vyskytují kruhové či oválné struktury, kterými vystupuje vlhký vzduch, který nahoře okamžitě kondenzuje. Sonda pozorovala ve spolupráci s HST i polární záře a zjistilo se, že se vyskytují ve výškách 300-1000 km nad oblačností a jsou až o tři řády jasnější než polární záře na Zemi. Bude to jistě souviset s intenzívním magnetickým polem Jupitera. Dále byl proveden detailní průzkum jednotlivých vrstev oblačnosti a zjistila složení atmosféry. Podle předpokladů je zde hlavní složkou vodík a pak je zde asi 15% hélia. V atmosféře mohou kondenzovat čpavek, fosforovodík a vodní pára (na rozdíl od Země, kde je to pouze vodní pára). Ukázalo se, že zejména rozložení vodní páry je velmi proměnlivé. Sonda také pořídila velmi kvalitní snímky prstenců Jupitera. Systém prstenců se skládá ze tří částí - plochého hlavního prstence, jeho čočkovitého vnitřku a tenoučkého prstence vně hlavního.

Jupiterovy měsíce
Podstatnou část programu mise Galileo tvoří detailní průzkum 4 galileovských měsíců. Už z dat sond Voyager, které prolétly kolem Jupitera v roce 1979 byly známy základní data o těchto měsících. Io a Europa jsou svými rozměry srovnatelné s naším Měsícem, Ganymed a Kallisto s nejmenší planetou Merkur. Jsou to všechno pevná tělesa jako je naše Země, ale velmi se liší zastoupením vodního ledu. Na Io není žádný, Europa má z vodního ledu tvořenou obálku (a možná i z tekoucí vody), Ganymedes a Kallisto jsou na vodní led bohaté s tím, že Kallisto více. Toto rozdělení je v naprostém souhlasu s geologickou aktivitou na jednotlivých měsících. Io je extrémně aktivní, Europa řekněme středně aktivní, na Ganymedu jsou známky toho, že v minulosti prošel obdobím geologické aktivity, kdežto na Kallisto žádné znaky ani současné ani minulé aktivity nejsou. S tím souvisí (a opět souhlasí) i množství kráterů na povrchu jednotlivých měsíců. Kallisto je velmi těžce kráterován, Ganymedes těžce (srovnatelné rozdělení kráterů s Měsícem), Europa lehce a na Io nejsou žádné krátery. Blízkost Jupitera má na všechny měsíce rozdílný vliv. Slapové působení způsobuje ohřev jednotlivých měsíců, který dodává více energie než radioaktivní rozpad uranu, draslíku a thoria. Jeho velikost je přímo úměrná druhé mocnině excentricity dráhy a nepřímo úměrná vzdálenosti měsíce od planety. Na Io tak působí obrovské slapové síly, které udržují prakticky permanentní vulkanickou činnost. Na Europě je již působení menší, ale stále ještě dostatečné na to, aby udržovalo na jeho povrchu jasný, plochý a mladý vodní led. Ganymedes je sice nejhmotnějším z těchto měsíců, ale má dost malou excentricitu, takže slapové působení je velmi malé a u Kallisto je díky jeho velké vzdálenosti a téměř kruhové dráze naprosto zanedbatelné.

Sonda Galileo svou přítomností v Jupiterově systému umožnila zjistit další charakteristiky z měření gravitačních vlivů na vlastní pohyb i z měření magnetických polí. Především poskytla naprosto nové údaje o vnitřní struktuře jednotlivých měsíců. Ukázalo se, že i v tomto kritériu jsou navzájem velmi odlišné. Galileo umožnil určit momenty hybnosti měsíců z čehož vyplynulo, že jsou s výjimkou Kallisto centrálně kondenzované. Jak vypadá současná představa vnitřní struktury, vidíte na následujícím obrázku. Měsíc Io má pravděpodobně jenom kovové jádro obalené kamenným pláštěm. Podobně je na tom i Europa, která má také kovové jádro obalené kamenným pláštěm, ale ještě se nad tím vyskytuje 100-200 km silná vrstva vodního ledu (případně tekoucí vody). Magnetické pole nebylo zatím z dat odhaleno - je to komplikované, protože Jupiterovo magnetické pole je v okolí Europy stále ještě velmi silné. Ganymedes má také kovové a kamenné jádro a nad tím 800-900 km silnou vrstvu vodního ledu. Jeho magnetické pole je relativně silné. O měsíci Kallisto se donedávna předpokládalo, že je zcela nediferencován, tady horniny nejsou uloženy podle své hustoty. Ovšem poměrně nedávno uvolněná dat ukazují na dosti podivné nitro tohoto měsíce a naznačují, že se vyvíjel naprosto odlišně od ostatních tří. Tato data byla pořízena 17. září loňského roku, kdy sonda prolétla ve vzdálenosti 538 km od povrch Kallisto. Ale ukazuje se, že jeho nitro je velmi podivné - není ani jednolité, ale ani se nijak dramaticky nemění. Jsou zde znaky toho, že materiál vnitřních částí měsíce, nejpravděpodobněji stlačený led a kámen, se usazoval částečně se zvyšujícím se zastoupením kamene směrem k jádru.

Io
A nyní již konečně k jednotlivým měsícům. Začněme Io. Io je geologicky nejaktivnějším tělesem ve sluneční soustavě. Je neustále silně ohříván slapovými silami Jupitera a jeho povrch prochází v podstatě neustálými změnami. To se jednoznačně ukázalo při srovnání se snímky pořízenými před 18 lety Voyagery. Na okrajích měsíce můžeme pozorovat jakési chocholky sopečných výbuchů. Jsou to gejzíry vyvržené hmoty. Na povrchu měsíce se vyskytuje řada různých vulkanických terénních znaků, jako jsou kaldery (zkolabované krátery) či proudy tekoucí hmoty podél jednotlivých hor. Ty dosahují výšky až 10 km nad okolním terénem. Teploty při erupcích dosahují hodnot 1100 - 1500 K, což by ukazovalo na křemíkový vulkanismus. Ale na druhé straně je povrch pokryt sírou a jejími sloučeninami jako je zmzlý SO₂. Množství tepla uvolňovaného z povrchu dosahuje hodnoty 2,5 mW/m², což je téměř 30ti násobek hodnoty na Zemi. Na prvním snímku vidíme postupně zobrazeno 75% povrchu Io. Barvy na snímku jsou skutečné. Rudou barvu mají oblasti vulkanických usazenin. Nejvýraznějším objektem je sopka Pele na pravém snímku. Vpravo od ní je pak aktivní vulkán Marduk. Na dalším snímku vidíme jednak detailnější záběr na sopku Pele a hlavně je zde ukázáno, jaké obrovské změny se mohou odehrát během pěti měsíců, které dělí oba snímky. V pravé snímku se objevil úplně nový vulkán široký 400 km, který byl nazván Pillan Patera. Tento vulkán vyvrhuje hmotu do výšky 120 km. Detailní pohled na další z vulkánů, tentokrát Loki Patera, je na třetím snímku měsíce Io. Snímek pokrývá oblast o šířce 894 km.

Europa
Povrch Europy je téměř celý pokryt vodním ledem. Je zde minimální množství impaktních kráterů a povrch je velmi mladý - snad mladší než 10 miliónů let. Reliéf měsíce je velmi nízký - jednotlivá převýšení nepřesahují hodnotu 200 metrů. To potvrzuje skutečnost, že vodní led není příliš dobrým geologickým materiálem (tedy špatně se z něj budují kopce). Typickými geologickými znaky na povrchu jsou hustá nahromadění ledových desek, ohraničená pruhy tmavého mladého ledu, jež jsou následkem rozdělování, rotace a přesunů jednotlivých ledových desek. Dále jsou zde dlouhé tmavé a světlé čáry napříč pláněmi - to jsou hřebeny a soustavy hřebenů. Tyto znaky můžete vidět na prvním ze snímků Europy. Ten je pořízen ve falešných barvách, pokrývá území o průměru 1 260 km a rozlišení se mění v rozmězí od 1,6 do 3,3 km na pixel. Na dalším snímku pak můžete vidět detailní záběry na některé hřebeny na povrchu měsíce. Největší z nich mají šířku kolem jednoho kilometru. Rozlišení na snímku je 26 m/px. Na povrchu jsou také viditelné tmavé skvrny, které jsou pravděpodobně způsobeny vyvěrajícím horkým ledem zdola. V hloubkách 10 - 30 km pod povrchem by se mohl vyskytovat oceán tekoucí vody, který by byl ohříván slapovými silami působícími v ledu zhora a méně uvnitř tělesa zdola. Komplexní pohled na Europu ukazuje třetí obrázek, který se skládá ze dvou snímků. Vlevo je snímek ve skutečných barvách, vpravo stejný s barevně zvýrazněnými odlišnostmi. Světlé oblasti jsou tvořeny prakticky pouze vodním ledem, kdežto ty hnědé jsou pokryty hydratovanými solemi a dosud neznámou komponentou. Podobně žluté oblasti jsou také neznámého složení. Dlouhé, temné linie jsou zlomy v kůře, některé z nich jsou dlouhé až 3000 km. Nejmenší detaily mají průměr 25 km.

Ganymed
Ganymed je největším a nejhmotnějším měsícem ve Sluneční soustavě. Je pokryt vodním ledem a vyskytují se zde dva různé typy povrchu - jednak více kráterovaný tmavý a jednak méně kráterovaný světlý povrch. Oba typy se navzájem překrývají. Předpokládá se, že ten tmavý povrch byl nahrazen vyplněním širokých puklin čerstvým ledem. Ten je rozšířil a způsobil jejich rozlámání do paralelních sad hřebenů a údolí či žlábků. Překrývání jednotlivých typů terénu je zřejmé na prvním obrázku Ganymeda. Snímek zachycuje oblast 54x90 km. Vidíme zde, jak starší tmavý terén (dole) Marius Regio je částečně překryt mladším, světlejším Philus Sulcus (uprostřed) a tu ještě překrývá nejmladší a nejsvětlejší Nippur Sulcus (nahoře). Nejstarší terén je výrazně deformován tektonickými zlomy, stejně jako impaktní kráter o průměru 18 km v dolní části snímku. Nejstarší zlomy ilustrují posloupnost dějů, které vedly ke vzniku mladšího terénu. Hladký pás v horní části je zlomové údolí zaplavené usazeninami ledového vulkanismu. Ve středu snímku je shluk malých kráterů, které vznikly dopady ejekt transportovanných při vzniku vzdáleného kráteru. Oblast na snímku má průměr 11 620 km. Na dalším snímku vidíme kompletní pohled na měsíc Ganymed. Byl pořízen při prvním přiblížení k měsíci a nejmenší detaily mají rozměr 13,4 km. Všimněte si poměrně už výrazného kráterování. Detailní pohled na některé krátery ukazuje následující snímek. Vidíme zde dva krátery uprostřed, ten větší Nergal, má průměr 8 km, ten menší 3 km. Krátery se nacházejí v oblasti jasného žlábkovaného terénu nazvané Byblus Sulcus.

Kallisto
A dostáváme se k poslenímu velkému měsíci. Jak již bylo naznačeno, měsíc Kallisto je od ostatních naprosto odlišný. Neprojevuje se zde naprosto žádná aktivita, jeho povrch je velmi starý a velmi těžce kráterovaný. To dokumentuje první ze snímků tohoto měsíce. Ten je jakousi mozaikou složenou ze snímku pořízeného Voyagerem 1 (vlevo), Galileem (uprostřed) a Voyageru 2 (vpravo). Můžete zároveň srovnat rozlišení jednotlivých kamer. Kamera SSI na Galileu pořídila snímek s rozlišením 4,3 km/px. Povrch měsíce by byl velmi monotónní, kdyby se zde nevyskytovaly jakési vícenásobné kruhové zlomy v jeho kůře. Na druhém snímku pokrývajícím plochu o průměru 20 km vidíme oblast nazvanou Valhalla. Nejmenší detaily na snímku mají 155 metrů. V horní části snímku je nápadná "jizva" v terénu, dále zde vidíme řetězec kráterů s rozměry od 155 metrů do 2,5 kilometrů. Tento řetezec by mohl být pozůstatkem dopadu komety roztrhané Jupiterem podobně jako tomu bylo v případě komety Shoemaker-Levy 9. Těžce kráterovaný terén vidíme i na posledním snímku měsíce Kallisto. Tento snímek pokrývá území o rozměrech 245 x 230 km a nejmenší detaily mají rozměr 294 metrů. Na snímku vidíme kráter Har o průměru 105 km, který je vyplněn neobvyklým a zatím ani nevysvětleným oválným náspem. Har je starší než nápadnější 41km kráter, který jej překrývá. V pravém horním rohu vidíme část velkého kráteru Tindr.

Jak je vidět, sonda Galileo nám neuvěřitelně detailně přiblížila fascinující svět Jupitera a umožnila nám získat takové množství informací, o jakém se vědcům "díky" poruše hlavní antény ještě před několika lety ani nesnilo. Přejme si, aby sonda v dobrém stavu minimálně do konce plánované prodloužené mise a byla schopna nám přinést ještě řadu dalších vynikajících snímků a dat.