Evropa | |
---|---|
Satelit | |
| |
Ostatní jména | Jupiter II |
objev [1] | |
Objevitel | Galileo Galilei |
Místo nálezu | Univerzita v Padově , Itálie |
datum otevření | 8. ledna 1610 |
Orbitální charakteristiky [2] | |
Periovy | Najeto 664 792 km |
Apoiovy | Najeto 677 408 km |
Hlavní osa ( a ) | Najeto 671 100 km |
Orbitální excentricita ( e ) | 0,0094 |
hvězdné období | 3 551 pozemských dnů |
Orbitální rychlost ( v ) | 13,740 km/s |
sklon ( i ) | 0,466° k Jupiterovu rovníku; 1,79° k ekliptice |
Čí satelit | Jupiter |
Fyzikální vlastnosti [2] [3] | |
Střední poloměr | 1560,8±0,5 km |
Velký obvod kruhu | 9807±3 km |
Povrch ( S ) | 30,61 milionů km² |
Hlasitost ( V ) | 15,93 miliardy km³ |
Hmotnost ( m ) | 4,8017⋅10 22 kg [4] |
Průměrná hustota ( ρ ) | 3,014±0,05 g/cm³ [4] |
gravitační zrychlení na rovníku ( g ) | 1,315 m/s² |
Druhá úniková rychlost ( v 2 ) | 2,026 km/s |
Doba střídání ( T ) | synchronizovaný (na jedné straně otočený k Jupiteru) |
Náklon osy | pravděpodobně kolem 0,1° [5] |
Albedo |
0,67±0,03 ( geometrický ) |
Zdánlivá velikost |
5,29±0,02 m (v opozici ) |
Teplota | |
Na povrchu |
50 K (na pólech) - 110 K (na rovníku) [4] |
Atmosféra | |
Atmosférický tlak | 0,1 µPa nebo 10 −12 atm [6] |
Sloučenina: kyslík | |
Mediální soubory na Wikimedia Commons | |
Informace ve Wikidatech ? |
Evropa ( starořecky Ἐυρώπη ), nebo Jupiter II , je šestý satelit Jupitera , nejmenší ze čtyř Galileových satelitů . Objevil ho v roce 1610 Galileo Galilei [1] a pravděpodobně ve stejnou dobu i Simon Marius . V průběhu staletí byla Evropa stále komplexnější pozorována pomocí dalekohledů a od sedmdesátých let dvacátého století i blízkými kosmickými loděmi.
Velikostí menší než Měsíc . Europa se skládá převážně ze silikátových hornin a ve středu obsahuje železné jádro. Povrch je tvořen ledem a je jedním z nejhladších ve sluneční soustavě; má velmi málo kráterů , ale mnoho trhlin. Snadno znatelné mládí a hladkost povrchu vedly k hypotéze, že se pod ním nachází vodní oceán, ve kterém není vyloučena přítomnost mikroskopického života [7] . Pravděpodobně nezamrzá vlivem slapových sil , jejichž periodické změny způsobují deformaci družice a v důsledku toho ohřívání jejího nitra. To je také důvodem endogenní geologické aktivity Evropy, připomínající deskovou tektoniku [8] . Satelit má extrémně řídkou atmosféru, sestávající převážně z kyslíku .
Zajímavé charakteristiky Europy, zejména možnost detekce mimozemského života, vedly k řadě návrhů na satelitní výzkum [9] [10] . Mise kosmické lodi Galileo , která začala v roce 1989, poskytla většinu aktuálních údajů o Evropě. V rozpočtu NASA na rok 2016 byly vyčleněny prostředky na vývoj automatické meziplanetární stanice Europa Clipper , určené ke studiu obyvatelnosti Europy, spuštění je s největší pravděpodobností v polovině 20. let [11] [12] . Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) je naplánován ke startu v roce 2022 [13] ke studiu ledových měsíců Jupiteru .
Spolu s dalšími třemi největšími měsíci Jupiteru ( Io , Ganymede a Callisto ) objevil Europu Galileo Galilei v lednu 1610 [1] pomocí 20x refraktorového dalekohledu , který vynalezl.
První pozorování satelitu provedl Galileo v noci ze 7. na 8. ledna 1610 na univerzitě v Padově , ale poté nedokázal oddělit Evropu od dalšího satelitu Jupiteru - Io - a spletl si je s jediným objektem, o kterém udělal si záznam do svého deníku, jehož fragment později publikoval ve Stella Gazette [14] .
Galileo Galilei. Stella Gazette :
Sedmého ledna tohoto roku, tisíc šest set deset, v první hodině příští noci, když jsem pozoroval nebeská tělesa pomocí dalekohledu, se mi zjevil Jupiter. Protože už jsem měl připravený výborný přístroj, dozvěděl jsem se, že Jupiter doprovázely tři hvězdy, sice malé, ale přesto velmi jasné... I když jsem si myslel, že patří do počtu nehybných, přesto mě překvapily, jelikož byly umístěny přesně v přímce rovnoběžné s ekliptikou a byly zářivější než ostatní stejné velikosti.
- 7. ledna 1610Chybu objevil Galileo následující noc, z 8. ledna 1610 (toto datum bylo schváleno IAU jako datum objevení Evropy) [1] . Objev Europy a dalších galilejských satelitů oznámil Galileo ve svém díle „Sidereus Nuncius“ v březnu 1610 [15] , kde je pojmenoval „ planety Medicejské “ (po svém patronovi) a označil je římskými číslicemi.
Německý astronom Simon Marius ve svém Mundus Jovialis, vydaném v roce 1614, tvrdil, že pozoroval Io a další měsíce Jupitera již v roce 1609, týden předtím, než je objevil Galileo. Galileo vyjádřil pochybnosti o pravosti těchto tvrzení a odmítl Mariovo dílo jako plagiát. První zaznamenané pozorování Marie je datováno 29. prosince 1609 v juliánském kalendáři , což odpovídá 8. lednu 1610 v gregoriánském kalendáři používaném Galileem [16] .
Jméno „Evropa“ dal Simon Marius v roce 1614 a ještě dříve jej navrhl Johannes Kepler [17] [18] . Satelit je pojmenován po postavě starověké řecké mytologie - dceři fénického krále Tyra, milované Dia ( Jupiter ). Pravděpodobně je toto jméno z Féničanů přeloženo jako „západ slunce“ [19] .
Název „Europa“ se však stejně jako jména navrhovaná Mariusem pro další galileovské satelity prakticky nepoužíval až do poloviny 20. století [20] . Pak se stalo běžným (ačkoli astronomové podporovali myšlenku Keplera a Marie pojmenovávat satelity planet jmény lidí blízkých příslušnému bohu o století dříve - po objevu několika satelitů kolem Saturnu [21] ) . Velká část rané astronomické literatury odkazovala na tyto měsíce jménem planety, za nímž následovala římská číslice (systém zavedený Galileem). Zejména Evropa byla známá jako Jupiter II nebo „druhý Jupiterův měsíc“. Po objevu Amalthey v roce 1892 , jejíž oběžná dráha je blíže Jupiteru, se Europa stala třetím satelitem a v roce 1979 objevila sonda Voyager další tři vnitřní satelity. Podle moderních údajů je tedy Europa šestým satelitem od Jupiteru, pokud jde o vzdálenost , i když se podle tradice nadále nazývá „Jupiter II“ [20] . Následuje výňatek z textu, ve kterém Simon Marius zdůvodňuje výběr jmen:
Tři panny byly zvláště známé kvůli tajnému, úspěšnému námluvám od Jupitera: Io, dcera boha řeky Inach ; Callisto, dcera Lycaonova ; Evropa, dcera Agenora ... Myslím si tedy, že se nespletu, když nazvu první (satelit) Io, druhý - Evropa...
Původní text (lat.)[ zobrazitskrýt] Inprimis autem celebrantur tres foeminae Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & potitus est, videlicet Io Inachi Amnis filia: Deinde Calisto Lycaonis, & deniq; Europa Agenoris filia... Itaque non male fecisse video, si Primus a me vocatur Io. Secundus Europe... - [18]Zároveň dále v textu Marius naznačuje, že tato jména mu v říjnu 1613 nabídl Kepler.
O více než půl století později, v roce 1676, se Evropa spolu s dalšími galileovskými satelity sama stala předmětem objevu významného pro vědu v těchto letech. Dánský astronom Ole Römer pozoroval, jak čas od času mizí z dohledu Europa a další galileovské satelity a míjí se za disk Jupitera, a zjistil, že během roku jsou intervaly mezi takovými zatměními v čase různé. Zpočátku byla předložena hypotéza, že rychlost rotace satelitů na oběžné dráze se s určitou periodicitou mění, ale Römer, který pochopil nesmyslnost takového úsudku, se rozhodl najít jiné vysvětlení, spojující to s povahou světla. Pokud by se světlo šířilo nekonečnou rychlostí, pak by na Zemi byla v pravidelných intervalech pozorována zatmění v soustavě satelitů. V tomto případě by přiblížení a odstranění Jupitera ze Země nevadilo. Z toho Roemer usoudil, že světlo se šíří konečnou rychlostí. Pak by měla být zatmění pozorována nějakou dobu po jejich výskytu. Ukázalo se, že tato doba přímo závisí na rychlosti světla a vzdálenosti k Jupiteru. Roemer použil tato data a poskytl první odhad rychlosti světla, získal hodnotu 225 tisíc km/s, odlišnou od té moderní - asi 300 tisíc km/s [22] .
Europa se točí kolem Jupiteru na oběžné dráze o poloměru 670 900 km, což znamená úplnou revoluci za 3 551 pozemských dnů. Dráha satelitu je téměř kruhová ( excentricita je pouze 0,009) a je mírně nakloněna k rovině rovníku planety (o 0,466°) [2] . Stejně jako všechny galileovské satelity je Evropa vždy otočena k Jupiteru stejnou stranou (je v zachycení slapem ). Ve středu této strany je Jupiter vždy přímo nad hlavou pozorovatele. Tímto bodem je zakreslen hlavní poledník Evropy [23] .
Některé důkazy však naznačují, že slapový zámek Měsíce je neúplný a jeho rotace je mírně asynchronní: Europa se otáčí rychleji, než obíhá kolem planety, nebo alespoň tomu tak bylo v minulosti. To ukazuje na asymetrické rozložení hmoty v jejím nitru a na to, že ledová krusta je oddělena od kamenného pláště vrstvou kapaliny [24] .
Přestože je excentricita oběžné dráhy Europy malá, vyvolává její geologickou aktivitu. Když se Evropa přiblíží k Jupiteru, jejich slapová interakce zesílí a satelit se mírně prodlouží ve směru k planetě. Po polovině oběžné doby se Europa vzdaluje od Jupiteru a slapové síly slábnou, což jí umožňuje znovu se zakulatit. Navíc kvůli excentricitě oběžné dráhy Europy se její slapové hrboly periodicky posouvají v zeměpisné délce a kvůli sklonu její rotační osy - v zeměpisné šířce [5] . Velikost slapových deformací se podle výpočtů pohybuje od 1 m (pokud je družice zcela pevná) do 30 m (pokud je pod kůrou oceán) [4] . Tyto pravidelné deformace přispívají k promíchávání a zahřívání vnitřností Europy. Teplo stimuluje podzemní geologické procesy a pravděpodobně umožňuje, aby podpovrchový oceán zůstal tekutý [8] [25] . Primárním zdrojem energie pro tento proces je rotace Jupiteru kolem své osy. Jeho energie je přeměněna na energii orbitálního pohybu Io prostřednictvím přílivu a odlivu způsobeného tímto satelitem na Jupiteru a poté přenesena do Evropy a Ganymedu pomocí orbitálních rezonancí - jejich otočné periody souvisejí jako 1:2:4. Nebýt interakce Europy s jinými družicemi, její dráha by se nakonec vlivem disipace přílivové energie zakulatila a ohřívání nitra by se zastavilo [25] [26] .
Velikost Europa je o něco menší než Měsíc . S průměrem 3122 km je na šestém místě velikosti mezi satelity a na patnáctém místě mezi všemi objekty ve sluneční soustavě. Je nejmenším z galilejských měsíců . Jeho průměrná hustota 3,013 g/cm³ ukazuje, že sestává převážně ze silikátových hornin , a proto je složením podobné pozemským planetám [27] .
Je zřejmé, že Europa (stejně jako další Galileovy měsíce) vznikla z plynového a prachového disku , který obklopoval Jupiter [4] [28] [29] . To vysvětluje, proč jsou dráhy těchto satelitů blízko kružnic a poloměry drah se pravidelně zvětšují [29] . Tento disk se mohl vytvořit kolem proto-Jupiteru odstraněním části plynu, který tvoří počáteční hmotu proto-Jupiteru v procesu hydrodynamického kolapsu [29] . Vnitřní část disku byla teplejší než vnější, a proto vnitřní satelity obsahují méně vody a dalších těkavých látek [4] .
Pokud by byl plynný disk dostatečně horký, pak by se pevné částice z přesycené páry po dosažení velikosti asi 1 cm mohly poměrně rychle usadit ve střední rovině disku [30] . Poté se vlivem Goldreich-Wardova mechanismu gravitační nestability začnou z tenké vrstvy kondenzované pevné hmoty v plynném disku tvořit tělesa o velikosti několika kilometrů [29] . Pravděpodobně díky situaci podobné formování planet ve Sluneční mlhovině došlo ke vzniku Jupiterových měsíců poměrně rychle.
Protože Europa obsahuje méně ledu než ostatní velké satelity Jupiteru (kromě Io), vznikla v době, kdy byla dokončena kondenzace ledu do hmoty satelitů. Uvažujme dva extrémní modely pro dokončení kondenzace ledu. V prvním modelu (podobně jako u Pollacka a Reynoldse) se předpokládá, že teplota nově vzniklé částice je určena rovnováhou mezi energií, kterou absorbuje ze Slunce, a energií, kterou vyzařuje do prostoru, a že ji neodebírá. zohlednit průhlednost disku v blízké infračervené oblasti [29] . Druhý model předpokládá, že teplota je určena konvekčním přenosem energie uvnitř disku, a také bere v úvahu, že disk je neprůhledný [29] . Podle prvního modelu končila kondenzace ledu přibližně 1–2 Myr po vzniku Jupiteru a pro druhý model byla tato perioda 0,1–0,3 Myr (počítá se s kondenzační teplotou asi 240 K) [29] .
Na úsvitu evropských dějin mohla její teplota překročit 700 K, což by mohlo vést k intenzivnímu uvolňování těkavých látek, které evropská gravitace nemohla pojmout [31] [32] . Podobný proces nyní probíhá na družici: vodík vzniklý při radiolýze ledu odletí a kyslík se zadrží a vytvoří řídkou atmosféru. V současné době, v závislosti na rychlosti uvolňování tepla v interiéru, může být několik desítek kilometrů kůry v roztaveném stavu [32] .
Europa je více pozemská než ostatní „ledové měsíce“ a je z velké části složena z horniny. Vnější vrstvy satelitu (pravděpodobně 100 km tlusté) jsou složeny z vody, částečně ve formě ledové kůry o tloušťce 10–30 km a částečně, jak se předpokládá, ve formě podpovrchového tekutého oceánu. Dole leží skály a uprostřed je pravděpodobně malé kovové jádro [33] . Hlavním znakem přítomnosti oceánu je magnetické pole Europy, objevené Galileem . Vždy je namířen proti Jupiteru (i když ten je v různých částech oběžné dráhy Europy orientován odlišně). To znamená, že je vytvářen elektrickými proudy indukovanými v útrobách Europy magnetickým polem Jupiteru . Proto existuje vrstva s dobrou vodivostí - s největší pravděpodobností oceán slané vody [4] . Dalším znakem existence tohoto oceánu jsou náznaky, že kůra Europy se kdysi posunula o 80° vzhledem k vnitrozemí, což by nebylo možné, kdyby spolu pevně sousedily [34] .
Povrch Europy je jedním z nejrovnějších ve sluneční soustavě [35] , jen několik útvarů připomínajících kopce má výšku až několik set metrů. Vysoké albedo satelitu - asi 0,65 [3] [36] - naznačuje, že povrchový led je relativně čistý, a tedy mladý (předpokládá se, že čím čistší je led na povrchu "ledových satelitů", tím mladší to je). Povaha povrchu Europy v malých měřítcích zůstává nejasná, protože nejpodrobnější snímek povrchu Europy (pořízený sondou Galileo z výšky 560 km 16. prosince 1997) má rozlišení pouze 6 m na pixel. Dalších 15 snímků má rozlišení 9-12 m na pixel. Snímek jedné z vědecky nejzajímavějších oblastí Evropy - skvrn Tera ( lat. Thera Macula ) - má rozlišení 220 m na pixel. Podrobnější snímky budou získány nejdříve v prosinci 2030, kdy sonda JUICE uskuteční dva lety kolem Evropy ve výšce 400-500 km.
Na povrchu satelitu se nejčastěji nacházejí tyto geostruktury:
Počet kráterů je malý (je jen asi 40 pojmenovaných kráterů o průměru větším než 5 km [37] ), což svědčí o relativním mládí povrchu [36] [38] - od 20 do 180 Ma [39] . V důsledku toho má Evropa vysokou geoaktivitu. Srovnání fotografií Voyagerů a Galilea přitom neodhalilo za 20 let žádné znatelné změny [4] . V současné době neexistuje ve vědecké komunitě úplná shoda o tom, jak se útvary pozorované na povrchu Europy utvářely [40] .
Povrch Evropy je na pozemské poměry velmi chladný – 150-190 °C pod nulou. Úroveň radiace je tam velmi vysoká, protože dráha satelitu prochází silným radiačním pásem Jupiteru . Denní dávka je asi 540 rem (5,4 Sv ) [41] - téměř milionkrát více než na Zemi. Taková dávka postačuje k vyvolání nemoci z ozáření u lidí, včetně těžké formy [42] .
LinkyCelý povrch Evropy je posetý mnoha protínajícími se čarami. Jsou to poruchy a praskliny v jeho ledové krustě. Některé z nich obklopují Evropu téměř úplně. Systém puklin na řadě míst připomíná praskliny v ledové pokrývce zemského Severního ledového oceánu [43] .
Je pravděpodobné, že povrch Europy prochází postupnými změnami – zejména se tvoří nové zlomy. Někdy přesahují šířku 20 km a často mají tmavé neostré okraje, podélné rýhy a středové světlé pruhy [44] . Bližší zkoumání ukazuje, že okraje některých trhlin jsou vůči sobě posunuté a podpovrchová tekutina pravděpodobně někdy stoupala podél trhlin.
Podle nejpravděpodobnější hypotézy jsou tyto čáry výsledkem natahování a praskání kůry Europy a podél zlomů vystupoval na povrch zespodu ohřátý led [45] . Tento jev připomíná šíření v oceánských hřbetech Země. Předpokládá se, že tyto trhliny se objevily pod vlivem slapových sil Jupitera. Vzhledem k tomu, že Europa je v přílivové plavební komorě, musí být trhlinový systém orientován vzhledem ke směru planety určitým a předvídatelným způsobem. Takto jsou však směrovány pouze relativně mladé poruchy. Zbytek je směrován jinak a čím jsou starší, tím je tento rozdíl větší. To lze vysvětlit tím, že povrch Europy rotuje rychleji než vnitřek: měsíční ledová kůra, oddělená od nitra vrstvou kapalné vody, se vlivem gravitace Jupitera posouvá vzhledem k jádru [4] [46 ] . Porovnáním fotografií Voyageru a Galilea vědci došli k závěru, že úplná revoluce vnější ledové kůry vzhledem k vnitřku satelitu trvá nejméně 12 000 let [47] .
HřebenyEvropa má dlouhé dvojité rozsahy [48] ; je možné, že vznikají v důsledku růstu ledu podél okrajů otevírajících se a uzavírajících se trhlin [49] .
Často se vyskytují i trojité hřebeny [50] . Nejprve v důsledku slapových deformací vzniká v ledové skořápce trhlina, jejíž okraje zahřívají okolní prostor. Viskózní led vnitřních vrstev rozšiřuje trhlinu a stoupá podél ní k povrchu, ohýbá její okraje do stran a nahoru. Výstup viskózního ledu na povrch tvoří centrální hřeben a zakřivené okraje trhliny tvoří boční hřebeny. Tyto procesy mohou být doprovázeny zahříváním, až táním místních oblastí a možnými projevy kryovulkanismu .
Lenticulae ("pihy")Na povrchu byly nalezeny shluky relativně malých tmavých skvrn, přezdívaných „pihy“ ( lat. lenticulae ) [51] – konvexní a konkávní útvary, které mohly vzniknout v důsledku procesů podobných lávovým erupcím (působením vnitřních sil „ teplý", měkký led se pohybuje nahoru ze spodní části povrchové kůry a studený led se usazuje a klesá dolů; to je další důkaz přítomnosti tekutého teplého oceánu pod povrchem). Vrcholy takových útvarů jsou podobné úsekům okolních plání. To naznačuje, že „pihy“ vznikly během lokálního vyzdvižení těchto plání [52] . Existují také rozsáhlejší tmavé skvrny [53] nepravidelného tvaru, pravděpodobně vzniklé jako důsledek povrchového tání při působení oceánských přílivů nebo v důsledku viskózního ledu vystupujícího na povrch. Tmavé skvrny tak mohou být použity k posouzení chemického složení vnitřního oceánu a případně k budoucímu objasnění otázky existence života v něm .
Jedna hypotéza tvrdí, že „pihy“ byly tvořeny diapiry zahřátého ledu prorážejícího studený led vnější kůry (podobně jako magmatické komory v zemské kůře) [52] . Zubaté hromady „pih“ (nazývané chaosy , např. Connemara chaos ) jsou tvořeny mnoha malými úlomky kůry, obsaženými v relativně temné hmotě, a lze je přirovnat k ledovcům zamrzlým v zamrzlém moři [54] .
Podle alternativní hypotézy jsou pihy malé chaotické oblasti a viditelné důlky, skvrny a kopulovité otoky jsou neexistující objekty, které se objevily v důsledku nesprávné interpretace raných snímků Galilea s nízkým rozlišením [55] [56] .
V roce 2015 vědci z NASA experimentálně ukázali, že četné tmavé skvrny na povrchu Europy by mohly být mořskou solí ze subglaciálního oceánu, která byla vystavena tvrdému ionizujícímu záření [57] [58] . V roce 2019 astronomové potvrdili hypotézu vědců pomocí spektrometru STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) Hubbleova teleskopu: zařízení detekovalo silnou absorpci povrchu Europy na vlnové délce 450 nm v geologicky mladých oblastech Tara a Powys, což ukazuje na přítomnost chloridu sodného, ozářeného vysokoenergetickými elektrony [59] [60] .
Jiné geologické strukturyNa povrchu satelitu jsou rozšířené široké pásy pokryté řadami rovnoběžných podélných rýh. Střed pruhů je světlý a okraje tmavé a rozmazané. Pásy byly pravděpodobně vytvořeny v důsledku série kryovulkanických erupcí podél puklin. Tmavé okraje pásů přitom mohly vzniknout v důsledku uvolnění plynu a úlomků hornin na povrch. Existují pásy jiného typu [61] , o kterých se předpokládá, že vznikly v důsledku „rozchodu“ dvou povrchových desek s dalším zaplněním trhliny hmotou z nitra satelitu.
Reliéf některých částí hladiny naznačuje, že se zde kdysi roztával led a ve vodě plavaly ledové kry a ledovce. Je vidět, že ledové kry (nyní zamrzlé do ledové plochy) byly dříve jedna, ale pak se rozestoupily a otočily. Některé oblasti se zvlněným povrchem [62] pravděpodobně vznikly v důsledku stlačení ledové skořápky.
Pozoruhodným rysem topografie Europy je impaktní kráter Puyle [63] , jehož centrální pahorek je vyšší než prstencový hřeben [64] . To může naznačovat výstup viskózního ledu nebo vody skrz díru proraženou asteroidem.
Výše uvedené charakteristiky povrchu Europy přímo či nepřímo naznačují existenci tekutého oceánu pod ledovou kůrou. Většina vědců předpokládá, že vznikla díky teplu generovanému přílivem a odlivem [ 4] [65] . Zahřívání v důsledku radioaktivního rozpadu , které je téměř stejné jako na Zemi (na kg horniny), nemůže dostatečně silně zahřát útroby Europy, protože satelit je mnohem menší. Povrchová teplota Europy je v průměru asi 110 K (-160 °C; -260 °F) na rovníku a pouze 50 K (-220 °C; -370 °F) na pólech, což dává povrchu ledu vysokou pevnost [ 4] . Prvním náznakem existence podpovrchového oceánu byly výsledky teoretického studia slapového ohřevu (důsledků excentricity oběžné dráhy Europy a orbitální rezonance se zbytkem Galileových měsíců). Když sondy Voyager a Galileo pořídily snímky Europy (a druhá také změřila její magnetické pole), dostali vědci nové známky přítomnosti tohoto oceánu [65] . Nejvýraznějším příkladem jsou „ chaotické oblasti“, které se často nacházejí na povrchu Europy, které někteří vědci interpretují jako místa, kde podpovrchový oceán kdysi rozpouštěl ledovou kůru. Ale tato interpretace je velmi kontroverzní. Většina planetárních vědců studujících Europu se přiklání k modelu „tlustého ledu“, ve kterém oceán jen zřídka (pokud vůbec) přímo odhaluje moderní povrch [66] . Odhady tloušťky ledové skořápky se liší od několika kilometrů až po desítky kilometrů [67] .
Nejlepším důkazem pro model „tlustého ledu“ je studie velkých kráterů Europa . Největší z nich jsou obklopeny soustřednými prstenci a mají ploché dno. Led, který ji pokrýval, je pravděpodobně relativně čerstvý – objevil se po nárazu, který prorazil ledovou krustu. Na základě toho a odhadovaného množství tepla produkovaného přílivem a odlivem lze vypočítat, že tloušťka kůry pevného ledu je asi 10-30 km včetně poddajné vrstvy „teplého ledu“. Potom může hloubka kapalného podpovrchového oceánu dosáhnout asi 100 km [39] a jeho objem je 3⋅10 18 m³, což je dvojnásobek objemu světového oceánu Země .
Model „tenkého ledu“ naznačuje, že ledová pokrývka Evropy může být tlustá jen několik kilometrů. Většina vědců však dospěla k závěru, že tento model bere v úvahu pouze nejsvrchnější vrstvy evropské kůry, elastické a pohyblivé díky vlivu Jupiterových přílivů a odlivů, a nikoli ledovou kůru jako celek. Jedním z příkladů je analýza vzpěru, ve které je kůra satelitu modelována jako rovina nebo koule, zatížená a ohnutá při velkém zatížení. Tento model předpokládá, že tloušťka vnější pružné ledové kůry může být až 200 m, což znamená, že podpovrchová tekutina neustále kontaktuje povrch otevřenými drážkami, což způsobuje tvorbu chaotických oblastí [67] .
V září 2012 skupina vědců z Univerzity Karlovy (Praha, Česká republika) na Evropském planetárním kongresu EPSC oznámila, že oblasti s relativně tenkým ledovým příkrovem jsou poměrně vzácným a krátkodobým jevem: zarůstají v řádu desítek tisíc let [68] .
Koncem roku 2008 vznikla hypotéza, že hlavním důvodem zahřívání nitra Evropy, které si udržuje tekutý oceán, není prodlužování její oběžné dráhy , ale sklon její osy . Výsledkem je, že pod vlivem slapového působení Jupitera vznikají Rossbyho vlny , které se pohybují velmi pomalu (několik kilometrů za den), ale mohou přenášet významnou kinetickou energii. Axiální sklon Europy je malý a není přesně znám, ale existují důvody si myslet, že dosahuje 0,1°. V tomto případě energie těchto vln dosahuje 7,3⋅10 17 J, což je 2000krát větší než u hlavních slapových deformací [69] [70] . Rozptýlení této energie může být hlavním zdrojem tepla pro oceán Evropy.
Sonda Galileo zjistila, že Europa má slabý magnetický moment , který je způsoben změnami ve vnějším magnetickém poli (protože pole Jupiteru je v různých částech oběžné dráhy odlišné). Indukce magnetického pole Evropy na jejím magnetickém rovníku je přibližně 120 nT . To je 6krát méně než u Ganymeda a 6krát více než u Callisto [71] . Podle výpočtů začíná vrstva kapaliny na těchto satelitech hlouběji a má teplotu hluboko pod nulou (zatímco voda zůstává v kapalném stavu kvůli vysokému tlaku). Existence střídavého magnetického pole vyžaduje vrstvu vysoce elektricky vodivého materiálu pod povrchem družice, což je dalším důkazem velkého podpovrchového oceánu slané vody v kapalném stavu [33] .
Spektrální analýza tmavých čar a skvrn na povrchu ukázala přítomnost solí, zejména síranu hořečnatého („epsomská sůl“) [72] . Načervenalý odstín také naznačuje přítomnost sloučenin železa a síry [73] . Zřejmě jsou obsaženy v oceánu Europy a jsou vymrštěny na povrch štěrbinami, načež zamrznou. Kromě toho byly nalezeny stopy peroxidu vodíku a silných kyselin (např. existuje možnost, že satelit má hydrát kyseliny sírové ) [74] .
Emise vodní páryV březnu 2013 vědci z Kalifornského technologického institutu předpokládali, že subglaciální oceán Evropy není izolovaný od okolního prostředí a vyměňuje si plyny a minerály s ledovými usazeninami na povrchu, což svědčí o poměrně bohatém chemickém složení vod satelitu. Mohlo by to také znamenat, že energie může být uložena v oceánu, což výrazně zvyšuje šance na vznik života v oceánu. Vědci k tomuto závěru dospěli studiem infračerveného spektra Evropy (v rozsahu vlnových délek 1,4-2,4 mikronů) pomocí spektroskopu OSIRIS havajské observatoře Keck . Rozlišení získaných spektrogramů je asi 40krát vyšší než u spektrogramů získaných infračerveným spektrometrem NIMS sondy Galileo koncem 90. let. Tento objev znamená, že kontaktní studie oceánu Europa mohou být technologicky značně zjednodušeny – místo vrtání ledové kůry do hloubky desítek kilometrů stačí (jako v případě Saturnova měsíce Enceladus ) jednoduše odebrat vzorek z této části povrch, který je v kontaktu s oceánem [75] [76] [77] . Orbitální sonda Evropské vesmírné agentury JUICE , jejíž start je naplánován na rok 2022, provede v prosinci 2030 dva průlety Evropou, během kterých naskenuje povrch družice do hloubky 9 km a provede spektrální analýzu vybraného povrchu. oblasti.
Známky emisí vodní páry byly zaznamenány nad jižní polární oblastí Evropy. Je to pravděpodobně důsledek působení gejzírů tryskajících z trhlin v jeho ledové kůře. Podle výpočtů z nich pára vylétá rychlostí ~700 m/s do výšky až 200 km, načež padá zpět. Aktivita gejzírů je maximální při největší vzdálenosti Evropy od Jupiteru. Objev byl učiněn na základě pozorování, která provedl Hubbleův dalekohled v prosinci 2012 [78] . Na fotografiích pořízených jindy nejsou žádné známky gejzírů: zdá se, že jsou vzácné [79] . Z jakých hloubek se emise vyskytují, není známo; je možné, že nesouvisí s útrobami Evropy a vznikají třením ledových vrstev o sebe. Mimo Evropu jsou podobné gejzíry známé na Enceladu . Na rozdíl od gejzírů Enceladus však gejzíry Europy vypouštějí čistou vodní páru bez jakékoli příměsi ledu a prachu [80] [81] . Zaznamenaný výkon gejzírů Europy dosahoval 5 tun za sekundu, což je 25krát více než na Enceladu [82] .
26. září 2016 NASA oznámila znovuobjevení gejzírů pomocí Hubbleova teleskopu, které byly zaznamenány v roce 2014 v UV oblasti při přechodu Europy přes disk Jupiteru (byla použita metoda detekce exoplanet) [83] . Hubble zaznamenal celkem 10x průchod Europy přes disk Jupitera a ve 3 z nich byly v oblasti jižního pólu satelitu nalezeny vodní vlečky vysoké 160-200 km. Objem emisí a původ gejzírů zůstává nejasný – buď vytrysknou přímo ze subglaciálního oceánu Evropy, nebo se tvoří v polynyách v mnohakilometrové kůře satelitu, které jsou izolovány od hlavního oceánu.
13. září 2021 v časopise Geophysical Research Letters skupina planetárních vědců vedená Lorenzem Rothem publikovala článek „A Stable H 2 O Atmosphere on Europa's Trailing Hemisphere From HST Images“ [84] , ve kterém vědci potvrzují přítomnost vodní páry ve vzácné atmosféře Evropy, ale pouze na opačné polokouli; nad polokoulí, na které se družice na své oběžné dráze pohybuje vpřed, nebyla zjištěna žádná vodní pára. Povaha této asymetrie je stále nejasná. Závěry jsou založeny na výsledcích analýzy pozorovacích dat pro Evropu pomocí spektrografu Hubble STIS, provedené v letech 1999, 2012, 2014 a 2015. Byla použita stejná technika, která byla dříve použita k hledání vodní páry v atmosféře Ganymedu [85] [86] .
Pozorování Goddardovým spektrografem s vysokým rozlišením , který je součástí přístrojů Hubbleova vesmírného dalekohledu , v roce 1995 odhalilo, že vzácná atmosféra Europy je tvořena především molekulárním kyslíkem (O 2 ), který vzniká v důsledku rozkladu ledu na vodík a kyslík. působení slunce.záření a jiné tvrdé záření (lehký vodík uniká do vesmíru při tak nízké gravitaci) [87] [88] . Navíc tam byly nalezeny čáry atomárního kyslíku a vodíku [82] . Atmosférický tlak na povrchu Europy je přibližně roven 0,1 μPa (ale ne více než jeden mikropascal), neboli 10 12krát nižší než zemský [6] . Pozorování ultrafialového spektrometru Galileo a Hubbleova teleskopu ukázala, že integrální hustota atmosféry Europa je pouze 10 18 −10 19 molekul na metr čtvereční [82] . V roce 1997 sonda Galileo potvrdila na Europě přítomnost vzácné ionosféry (vrchní vrstva nabitých částic v atmosféře) vytvořené slunečním zářením a nabitými částicemi z magnetosféry Jupiteru [89] [90] . Atmosféra Europy je velmi proměnlivá: její hustota se výrazně mění v závislosti na poloze na zemi a době pozorování [82] .
Na rozdíl od kyslíku v zemské atmosféře není kyslík v Evropě biologického původu. Atmosféra vzniká radiolýzou povrchového ledu ( rozkladem jeho molekul vlivem záření) [91] . Sluneční ultrafialové záření a nabité částice (ionty a elektrony) z magnetosféry Jupiteru se srazí s ledovým povrchem Europy a rozdělí vodu na kyslík a vodík. Jsou částečně adsorbovány povrchem a částečně jej opouštějí a tvoří atmosféru [92] . Molekulární kyslík je hlavní složkou atmosféry, protože má dlouhou životnost. Po srážce s povrchem na něm jeho molekula nezůstane (jako molekula vody nebo peroxidu vodíku ), ale odletí zpět do atmosféry. Molekulární vodík rychle opouští Evropu, protože je docela lehký a při tak nízké gravitaci uniká do vesmíru [93] [94] .
Pozorování ukázala, že část molekulárního kyslíku produkovaného radiolýzou stále zůstává na povrchu. Existuje předpoklad, že se tento kyslík může dostat do oceánu (díky geologickým jevům, které mísí vrstvy ledu, i trhlinami) a přispívat tam k hypotetickým biologickým procesům [95] . Podle jednoho odhadu může za 0,5 miliardy let (odhadované maximální stáří povrchového ledu Evropy) koncentrace kyslíku v tomto oceánu dosáhnout hodnot srovnatelných s jeho koncentrací v oceánských hlubinách Země [96] . Podle jiných výpočtů k tomu stačí jen pár milionů let [97] .
Molekulární vodík unikající z Evropy tvoří spolu s atomárním a molekulárním kyslíkem torus (prstenec) plynu podél oběžné dráhy satelitu. Tento „neutrální mrak“ objevila Cassini i Galileo . Koncentrace částic v něm je větší než v podobném oblaku Io . Modelování ukazuje, že prakticky každý atom nebo molekula v plynném torusu Europy nakonec ionizuje a doplňuje Jupiterovo magnetosférické plazma [98] .
Kromě toho byly v atmosféře Evropy spektroskopickými metodami detekovány atomy sodíku a draslíku . První je 25krát více než druhá (v atmosféře Io - 10krát a v atmosféře Ganymedu nebyla detekována vůbec). Sodíkové záření lze vysledovat až do vzdálenosti 20 poloměrů Europa. Pravděpodobně jsou tyto prvky převzaty z chloridů na ledovém povrchu satelitu nebo tam přivezeny meteority [99] .
Až do 70. let 20. století lidstvo věřilo, že existence života na nebeském tělese zcela závisí na sluneční energii. Rostliny na zemském povrchu získávají energii ze slunečního světla, uvolňují kyslík procesem fotosyntézy cukru z oxidu uhličitého a vody, a pak je mohou pozřít živočichové dýchající kyslík a přenášet svou energii vzhůru potravním řetězcem . Předpokládalo se, že život v hlubokém oceánu, který je hluboko pod dosahem slunečních paprsků , závisí na krmení buď organickým odpadem padajícím z povrchu, nebo pojídáním zvířat , která zase závisela na toku živin spojených se sluneční energií. 100] .
Nicméně v roce 1977, během průzkumného ponoru do Galapágské trhliny v hlubokomořské ponorce Alvin , vědci objevili kolonie trhlin , měkkýšů , korýšů a dalších tvorů žijících v okolí podvodních sopečných hydrotermálních průduchů . Tyto zdroje se nazývají „ černí kuřáci “ a nacházejí se podél osy středooceánských hřbetů [100] . Těmto tvorům se daří i přes nedostatek přístupu slunečního světla a brzy se zjistilo, že tvoří poměrně izolovaný potravní řetězec (potřebovali však kyslík zvenčí). Namísto rostlin jsou základem tohoto potravního řetězce chemosyntetické bakterie , které získávají energii z oxidace vodíku nebo sirovodíku pocházejícího z útrob Země. Takové ekosystémy ukázaly, že život může jen slabě záviset na Slunci, což byl důležitý objev pro biologii.
Navíc to otevřelo nové obzory pro astrobiologii a zvýšilo počet známých míst vhodných pro mimozemský život. Vzhledem k tomu, že voda v kapalném stavu je udržována slapovým ohřevem (spíše než slunečním zářením), lze odpovídající podmínky vytvořit mimo „klasický“ biotop a dokonce i daleko od hvězd [101] .
V současnosti je Evropa považována za jedno z hlavních míst ve sluneční soustavě, kde je možný mimozemský život [102] . Život může existovat v podpovrchovém oceánu, v prostředí pravděpodobně podobném zemským hlubokomořským hydrotermálním průduchům nebo antarktickému jezeru Vostok [103] . Možná je tento život podobný mikrobiálnímu životu v oceánských hlubinách Země [104] [105] . V současnosti nebyly nalezeny žádné známky existence života na Europě, ale pravděpodobná přítomnost kapalné vody vybízí k vysílání výzkumných expedic k bližšímu studiu [106] .
Riftie a další mnohobuněčné eukaryotické organismy v okolí hydrotermálních průduchů dýchají kyslík a jsou tak nepřímo závislé na fotosyntéze. Ale anaerobní chemosyntetické bakterie a archaea , které obývají tyto ekosystémy, demonstrují možný model života v oceánech Evropy [96] . Energie generovaná slapovou deformací stimuluje aktivní geologické procesy v útrobách satelitu. Kromě toho je Evropa (stejně jako Země) zahřívána radioaktivním rozpadem, ale dává o několik řádů méně tepla [107] . Tyto zdroje energie však nemohou podporovat tak velký a rozmanitý ekosystém, jako je pozemský (na základě fotosyntézy) [108] . Život na Europě může existovat buď v blízkosti hydrotermálních průduchů na dně oceánu nebo pod mořským dnem (kde na Zemi žijí endolity ). Kromě toho mohou živé organismy existovat tak, že přilnou k ledové skořápce Měsíce zevnitř, jako jsou mořské řasy a bakterie v polárních oblastech Země, nebo se mohou volně vznášet v evropském oceánu [109] .
Pokud je však oceán Evropy příliš studený, nemohou tam probíhat biologické procesy podobné těm na Zemi. Pokud je příliš slaná, pak tam mohou přežít pouze halofili [109] . V roce 2009 profesor University of Arizona Richard Greenberg vypočítal, že množství kyslíku v evropských oceánech by mohlo být dostatečné pro podporu pokročilého života. Kyslík vznikající při rozkladu ledu kosmickým zářením může pronikat do oceánu při promíchání vrstev ledu geologickými procesy a také prasklinami v kůře satelitu. Tímto procesem Greenberg odhadl, že evropské oceány mohly během několika milionů let dosáhnout vyšších koncentrací kyslíku než oceány Země. To by Evropě umožnilo podporovat nejen mikroskopický anaerobní život , ale také velké aerobní organismy , jako jsou ryby [97] . S nejkonzervativnějšími odhady, Greenberg se domnívá, že za půl milionu let může hladina kyslíku v oceánu dosáhnout koncentrace dostatečné pro existenci korýšů na Zemi a za 12 milionů let - dostatečné pro velké formy života. S přihlédnutím k nízkým teplotám na Europě a vysokému tlaku Greenberg navrhl, že oceán satelitu byl nasycen kyslíkem mnohem rychleji než ten pozemský [110] . Také mikroorganismy by se podle Greenbergova návrhu mohly dostat na povrch Jupiterova měsíce spolu s meteority [111] .
V roce 2006 Robert T. Pappalardo , docent v Laboratoři atmosférické a vesmírné fyziky (LASP) na University of Colorado Boulder , řekl:
Strávili jsme spoustu času a úsilí, abychom zjistili, zda byl Mars kdysi obydlen. Evropa má dnes možná nejobyvatelnější prostředí. Musíme to potvrdit... ale Evropa má pravděpodobně všechny ingredience pro život... a nejen před čtyřmi miliardami let... ale i dnes.
Původní text (anglicky)[ zobrazitskrýt] Strávili jsme dost času a úsilí snahou pochopit, zda byl Mars kdysi obyvatelným prostředím. Evropa je dnes pravděpodobně obyvatelným prostředím. Musíme to potvrdit... ale Evropa má potenciálně všechny ingredience pro život... a nejen před čtyřmi miliardami let... ale dnes. - [10]Řada vědců se přitom domnívá, že oceán Evropy je spíše „žíravá kapalina“ nepříznivá pro vývoj života [112] .
V únorovém čísle časopisu Astrobiology z února 2012 byl publikován článek, ve kterém byla vyslovena hypotéza, že uhlíkový život nemůže existovat v evropském oceánu. Matthew Pasek a kolegové z University of South Florida na základě analýzy údajů o složení povrchové vrstvy Europy a rychlosti difúze kyslíku do subglaciálního oceánu dospěli k závěru, že koncentrace kyseliny sírové v ní je příliš vysoká. a oceán je pro život nevhodný. Kyselina sírová v oceánu Europa vzniká v důsledku oxidace minerálů obsahujících síru v měsíčním nitru, především sulfidů kovů, kyslíkem. Podle výpočtů autorů článku je index kyselosti pH vody podledového oceánu 2,6 jednotek - to se přibližně rovná indexu pH v suchém červeném víně . [113] Život uhlíku v takových prostředích je podle astrobiologů krajně nepravděpodobný [114] . Podle zjištění vědců z California Institute of Technology, zveřejněných v březnu 2013, však evropský oceán není bohatý na síru a sírany, ale na chlór a chloridy (zejména chloridy sodíku a draslíku), díky čemuž je podobný. do pozemských oceánů. Tyto závěry byly vyvozeny z dat získaných spektrometrem OSIRIS Hawaiian Keck Observatory, který má mnohem vyšší rozlišení než spektrometr NIMS Galileo (který nedokázal rozlišovat mezi solemi a kyselinou sírovou). Sloučeniny síry byly nalezeny hlavně na otrocké polokouli Europa (která je bombardována částicemi vyvrženými ze sopek Io ). Síra, která se na Europě nachází, se tam tedy dostává zvenčí a tím vychází z předchozí hypotézy, že koncentrace kyseliny sírové v oceánu je příliš vysoká, a proto je pro život nevhodná [75] [76] [77] .
Začátkem dubna 2013 vědci z California Institute of Technology oznámili, že na Europě byly nalezeny velké zásoby peroxidu vodíku , potenciálního zdroje energie pro extremofilní bakterie , které by teoreticky mohly žít v měsíčním subglaciálním oceánu. Podle výsledků studií provedených pomocí dalekohledu Keck II havajské observatoře Keck na přední evropské polokouli dosáhla koncentrace peroxidu vodíku 0,12 % (20krát méně než v lékárně peroxidu). Na opačné polokouli však peroxid téměř není. Vědci se domnívají, že oxidační činidla (včetně peroxidu vodíku) mohou hrát důležitou roli při poskytování energie živým organismům. Na Zemi přispěla dostupnost takových látek v nemalé míře ke vzniku komplexního mnohobuněčného života [115] .
V roce 2013 byly v důsledku nového zpracování infračervených snímků Galilea v roce 1998 na Europě nalezeny známky přítomnosti jílových minerálů - fylosilikátů . Byly nalezeny v blízkosti 30 km impaktního kráteru a pravděpodobně pocházejí z komety nebo asteroidu, který vytvořil tento kráter. Jde o první objev takových minerálů na měsících Jupitera; podle některých představ jejich přítomnost zvyšuje šance na existenci života [116] [117] .
Podle výroční zprávy IKI RAS za rok 2019 se vědcům během experimentů podařilo prokázat, že mikroorganismy jsou schopny přežít, pokud jsou vyvrženy ze subglaciálního oceánu Evropy na povrch při teplotě minus 130 stupňů Celsia a potřebném tlaku. S přihlédnutím k intenzitě záření a rychlosti obnovy povrchu se předpokládá, že živé buňky zůstávají v ledu v hloubce 10-100 centimetrů po dobu 1000-10000 let po uvolnění vody ze subglaciálního oceánu [118] .
První fotografie [119] Evropy z vesmíru byly pořízeny vesmírnými stanicemi Pioneer 10 a Pioneer 11 , které prolétly kolem Jupiteru v roce 1973 a 1974. Kvalita těchto snímků byla lepší než kvalita, kterou měly k dispozici tehdejší dalekohledy, ale přesto byly ve srovnání se snímky z pozdějších misí neostré.
V březnu 1979 studoval Voyager 1 Evropu z průletové trajektorie (maximální přiblížení - 732 tisíc km) a v červenci - Voyager 2 (190 tisíc km). Sonda přenášela vysoce kvalitní snímky družice [120] [121] a provedla řadu měření. Hypotéza o existenci tekutého oceánu na satelitu se objevila právě díky datům Voyageru.
2. června 1994 tým výzkumníků z Johns Hopkins University a Space Telescope Science Institute , vedený Doylem Hullem, objevil molekulární kyslík v atmosféře Evropy. Tento objev učinil Hubbleův vesmírný dalekohled pomocí Goddardova spektrometru s vysokým rozlišením [87] [88] .
V letech 1999-2000 byly galileovské satelity pozorovány vesmírnou observatoří Chandra , v důsledku čehož byla detekována rentgenová emise Europa a Io. Pravděpodobně se objeví, když se rychlé ionty z magnetosféry Jupiteru srazí s jejich povrchem [122] .
Od prosince 1995 do září 2003 byl systém Jupiter studován robotickou sondou Galileo . Z 35 oběhů aparatury kolem Jupiteru bylo 12 věnováno studiu Europy (maximální přiblížení - 201 km) [123] [124] . Galileo prozkoumal satelit poměrně podrobně; byly objeveny nové známky existence oceánu. V roce 2003 byl Galileo záměrně zničen v atmosféře Jupiteru, aby v budoucnu na Europu nespadl neřízený aparát a nepřinesl na satelit pozemské mikroorganismy .
Sonda New Horizons v roce 2007, když letěla poblíž Jupiteru na své cestě k Plutu , pořídila nové snímky povrchu Europy.
Sonda Juno , kterou 5. srpna 2011 vypustila NASA , díky prodloužené misi poletí poblíž Evropy dvakrát - 29. září 2022 (minimální vzdálenost k povrchu satelitu bude 358 km) a v roce 2023 [125] .
V posledních letech bylo vyvinuto několik slibných projektů pro studium Evropy pomocí kosmických lodí. Cíle těchto misí byly různé – od studia chemického složení Europy až po hledání života v jejím podpovrchovém oceánu [104] [126] . Každá mise do Evropy musí být navržena tak, aby fungovala v podmínkách silné radiace [9] (asi 540 rem radiace za den [41] nebo 2000 Sv / rok - téměř milionkrát více než přirozené pozadí na Zemi). Za den práce na oběžné dráze Europa dostane zařízení s hliníkovou ochranou o tloušťce 1 mm dávku záření přibližně 100 tisíc rad, 4 mm - 30 tisíc rad, 8 mm - 15 tisíc rad, 2 cm - 3,5 tisíc rad ( pro srovnání v oblasti oběžné dráhy Ganymedu jsou dávky 50–100krát nižší) [127] .
Jeden návrh předložený v roce 2001 se opírá o vytvoření velké atomové „tavicí sondy“ („ Cryobot “), která by roztavila povrchový led, dokud nedosáhne podpovrchového oceánu [9] [128] . Po dosažení vody by bylo nasazeno autonomní podvodní vozidlo (" Hydrobot "), které by shromáždilo potřebné vzorky a poslalo je zpět na Zemi [129] . Kryobot i Hydrobot by museli projít extrémně důkladnou sterilizací, aby se vyhnuli nalezení pozemských organismů místo těch z Europy a zabránili znečištění podpovrchového oceánu [130] . Tato navrhovaná mise ještě nedosáhla fáze vážného plánování [131] .
Dne 7. ledna 2008 ředitel Institutu pro výzkum vesmíru L. M. Zelyony oznámil, že evropští a ruští vědci plánují vyslat k Jupiteru a Evropě expedici několika kosmických lodí. Projekt zahrnuje vypuštění dvou kosmických lodí na oběžnou dráhu Jupiteru a Europy, ruští vědci však navrhují zařadit do programu třetí sestupové vozidlo, které přistane na povrchu Europy. Sestupové vozidlo má podle plánu přistát v jednom z zlomů v mnohakilometrové vrstvě ledu na povrchu planety. Po přistání přístroj rozpustí půlmetrovou vrstvu ledu a začne pátrat po nejjednodušších formách života [132] . Projekt dostal název „ Laplace - Europe P “ a bude zařazen do programu Evropské kosmické agentury na období 2015 až 2025. K účasti na něm jsou zváni ruští vědci z Institutu kosmického výzkumu, NPO Lavočkin a dalších ruských vesmírných organizací [133] [134] . Od roku 2018 byl projekt přeorientován na další satelit Jupitera - Ganymede [135] .
Evropská kosmická agentura a Roskosmos poté, co USA a Japonsko opustily program Europa Jupiter System Mission , nezávisle dokončily projekty Jupiter Ganymede Orbiter a Jupiter Europa Lander. Nástupcem projektu Jupiter Ganymede Orbiter se stala mise Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE), schválená ESA 2. května 2012 a naplánovaná na start v roce 2022 s příletem do systému Jupiter v roce 2030. Roskosmos byl kvůli vysoké složitosti projektu vyslání sondy do Evropy a některým technologickým omezením v roce 2012 nucen přeorientovat misi Jupiter Europa Lander z Evropy na Ganymede. Nový název mise je „ Laplace-P “, start je naplánován na rok 2023, přílet do systému Jupiter je na rok 2029. Od března 2013 se diskutuje o integraci misí JUICE a Laplace-P. V roce 2016 vyčlení NASA z rozpočtu 30 milionů dolarů na vývoj vlastního projektu Europa Clipper [12] . Celkem se NASA chystá na program během pěti let od roku 2016 přidělit 255 milionů dolarů. Tuto okolnost lze tedy považovat za oficiální zahájení příprav NASA na misi do Evropy.
Teleskop Jamese Webba , který byl spuštěn v roce 2021, provede infračervenou studii složení emisí gejzírů Europy, aby potvrdil jejich vodní povahu.
Plánované mise s cílem prozkoumat Evropu (hledání kapalné vody a života) často končí rozpočtovými škrty nebo zrušením [136] .
Před misí EJSM byla jednou z plánovaných misí ambiciózní Jupiter Icy Moons Orbiter , která byla původně plánována jako součást programu Prometheus na vývoj kosmické lodi s jadernou elektrárnou a iontovým pohonem . Tento plán byl v roce 2005 zrušen z důvodu nedostatku finančních prostředků [9] [136] . Předtím byla mise Europa Orbiter schválena v roce 1999, ale zrušena v roce 2002. Aparát zařazený do této mise měl speciální radar , který by umožňoval nahlédnout pod povrch satelitu [35] .
Jovian Europa Orbiter je součástí konceptu „Cosmic Vision“ EKA od roku 2007. Další navrhovanou možností byl „Ice Clipper“ podobný misi „ Deep Impact “. Měl dopravit na Europu impaktor, který by do něj narazil a vytvořil oblak kamenných úlomků. Následně by je sbírala malá kosmická loď prolétající tímto oblakem [137] [138] .
Ambicióznější nápady zahrnovaly kladivové mlýny v kombinaci s termálními gimlety pro hledání živých organismů, které by mohly být zmrzlé mělce pod povrchem [132] [139] .
Společný ( NASA , ESA , JAXA , Roskosmos ) vesmírný program „ Europa Jupiter System Mission “ (EJSM), schválený v únoru 2009 a plánovaný na rok 2020, měl sestávat ze čtyř vozidel: „Jupiter Europa Orbiter“ (NASA), “ Jupiter Ganymede Orbiter“ (ESA), „Jupiter Magnetospheric Orbiter“ (JAXA) a „Jupiter Europa Lander“. V roce 2011 byl však program zrušen kvůli odstoupení USA a Japonska z projektu z finančních důvodů. Poté každá strana-účastník, s výjimkou Japonska, samostatně rozvíjel své projekty [12] [140] [141] .
Jako nejmenší ze čtyř Galileových satelitů má Evropa pod ledem oceán kapalné vody, který přesahuje objem světového oceánu Země. Možná přítomnost oceánu kapalné vody udělala z Evropy oblíbenou destinaci spisovatelů sci-fi s jejich díly na téma mimozemského života. Kromě fantasy literatury se Evropa odráží v hudbě, umění, televizních pořadech a počítačových hrách.
Slovníky a encyklopedie | |
---|---|
V bibliografických katalozích |
Měsíce Jupiteru | |||||
---|---|---|---|---|---|
Vnitřní satelity | |||||
Galileovské satelity | |||||
Himalájská skupina | |||||
Skupina Ananke | |||||
Skupina Karme | |||||
Skupina Pasife | |||||
izolované satelity |
| ||||
Výpis ve skupinách ve vzestupném pořadí podle hlavní poloosy oběžné dráhy |
Satelity ve sluneční soustavě | |
---|---|
přes 4000 km | |
2000-4000 km | |
1000-2000 km | |
500-1000 km | |
250-500 km | |
100-250 km | |
50-100 km | |
Podle planet (a trpaslíků ) |
Jupiter | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Charakteristika | |||||||
satelity |
| ||||||
Výzkum | |||||||
jiný | |||||||
viz také Kategorie:Jupiter Sluneční Soustava |
Sluneční Soustava | |
---|---|
Centrální hvězda a planety | |
trpasličí planety | Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4 |
Velké satelity | |
Satelity / prsteny | Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara |
První objevené asteroidy | |
Malá těla | |
umělé předměty | |
Hypotetické objekty |
|
atmosféry | |
---|---|
Atmosféry hvězd | slunce |
planetární atmosféry | |
Atmosféry satelitů | |
trpasličí planety | |
exoplanety | |
viz také |