Ganymede (měsíc)

Ganymede
Satelit

Snímek Ganymedu pořízený kosmickou lodí Juno . Světlé povrchy, stopy nedávných dopadů, rýhovaný povrch a bílá severní polární čepice (vpravo nahoře na obrázku) jsou bohaté na vodní led
Ostatní jména Jupiter III
Otevírací
Objevitel Galileo Galilei
datum otevření 7. ledna 1610 [1] [2] [3]
Orbitální charakteristiky
Přísluní Najeto 1 069 200 km
Aphelion Najeto 1 071 600 km
Periovy 1 069 200 km [comm. jeden]
Apoiovy 1 071 600 km [comm. 2]
Hlavní osa  ( a ) 1 070 400 km [4]
Orbitální excentricita  ( e ) 0,0013 [4]
hvězdné období 7,15455296  d [4]
Orbitální rychlost  ( v ) 10,880 km/s
sklon  ( i ) 0,20° (k rovníku Jupiteru) [4]
Čí satelit Jupiter
fyzikální vlastnosti
Střední poloměr 2634,1 ± 0,3 km (0,413 Země) [5]
Povrch ( S ) 87,0 milionů km 2 (0,171 Země) [comm. 3]
Hlasitost ( V ) 7,6⋅10 10  km 3 (0,0704 Země) [comm. čtyři]
Hmotnost ( m ) 1,4819⋅10 23 kg (0,025 Země) [5]
Průměrná hustota  ( ρ ) 1,936  g / cm3 [ 5 ]
gravitační zrychlení na rovníku ( g ) 1,428  m/s2 ( 0,146  g ) [comm. 5]
Druhá úniková rychlost  ( v 2 ) 2,741 km/s [comm. 6]
Doba střídání  ( T ) synchronizovaný (na jedné straně otočený k Jupiteru)
Náklon osy 0–0,33° [6]
Albedo 0,43 ± 0,02 [7]
Zdánlivá velikost 4,61 (v opozici ) [7]
4,38 (v roce 1951) [8]
Teplota
 
min. prům. Max.
povrch ( K )
70 K
−203 °C [9]		 110 K
−163 °C [9]		 152 K
−121 °C [10]
Atmosféra
Atmosférický tlak stopa
Sloučenina: kyslík [11]
 Mediální soubory na Wikimedia Commons
Informace ve Wikidatech  ?

Ganymedes ( starořecky Γανυμήδης ) je jedním z galileovských satelitů Jupiteru , sedmým ve vzdálenosti od něj mezi všemi jeho satelity [12] a největším satelitem ve sluneční soustavě . Jeho průměr je 5268 kilometrů, což je o 2 % větší než u Titanu (druhý největší satelit ve sluneční soustavě) a o 8 % větší než u Merkuru . Hmotnost Ganymedu je přitom pouze 45 % hmotnosti Merkuru, ale mezi satelity planet je rekordní. Hmotnost Ganymedu přesahuje Měsíc 2,02krát [13] [14] . Ganymed se otáčí kolem Jupiteru asi za sedm dní a účastní se orbitální rezonance 1:2:4 se svými dalšími dvěma měsíci  , Europou a Io .

Ganymede se skládá ze zhruba stejných množství silikátové skály a vodního ledu . Jedná se o plně diferencované tělo s tekutým jádrem bohatým na železo . Pravděpodobně se v jeho útrobách v hloubce asi 200 km mezi vrstvami ledu nachází oceán kapalné vody [15] . Na povrchu Ganymedu jsou pozorovány dva typy krajiny. Třetinu měsíčního povrchu zabírají tmavé oblasti poseté impaktními krátery . Jejich stáří dosahuje čtyř miliard let. Zbytek plochy zabírají mladší světlé plochy pokryté brázdami a vyvýšeninami. Důvody složité geologie lehkých oblastí nejsou zcela jasné. Pravděpodobně souvisí s tektonickou aktivitou způsobenou slapovým ohřevem [5] .

Ganymed je jediný měsíc ve sluneční soustavě, který má svou vlastní magnetosféru . S největší pravděpodobností vzniká konvekcí v tekutém jádru bohatém na železo [16] . Ganymedova malá magnetosféra je obsažena v mnohem větší magnetosféře Jupiteru a jen mírně deformuje její siločáry. Družice má řídkou atmosféru, která zahrnuje takové alotropní modifikace kyslíku jako O (atomový kyslík), O 2 (kyslík) a případně O 3 ( ozón ) [11] . Množství atomárního vodíku (H) v atmosféře je zanedbatelné. Zda Ganymede má ionosféru je nejasný [17] .

Ganymede objevil Galileo Galilei , který ho viděl 7. ledna 1610 [1] [2] [3] . Simon Marius brzy navrhl pojmenovat jej na počest komorníka Ganymeda [18] , milence Dia . První kosmickou lodí, která studovala Ganymede, byl Pioneer 10 v roce 1973 [19] . Mnohem podrobnější studie provedla sonda Voyager v roce 1979. Sonda Galileo , která od roku 1995 studuje systém Jupiter, objevila podzemní oceán a magnetické pole Ganymedu. V roce 2012 schválila Evropská kosmická agentura novou misi k průzkumu ledových měsíců Jupiteru , JUICE ; jeho start je naplánován na rok 2022 a přílet do systému Jupiter je naplánován na rok 2030.

Historie objevů a pojmenování

Ganymede objevil Galileo Galilei 7. ledna 1610 pomocí svého vůbec prvního dalekohledu . V tento den viděl Galileo poblíž Jupiteru 3 „hvězdy“: Ganymede, Callisto a „hvězdu“, které se později ukázaly jako dva satelity - Europa a Io (až další noc se úhlová vzdálenost mezi nimi zvětšila dostatečně pro samostatné pozorování) . 15. ledna Galileo dospěl k závěru, že všechny tyto objekty jsou vlastně nebeská tělesa pohybující se po oběžné dráze kolem Jupiteru [1] [2] [3] . Galileo nazval čtyři satelity, které objevil, „planety Medici“ a přidělil jim sériová čísla [18] .

Francouzský astronom Nicolas-Claude Fabry de Peyresque navrhl, aby byly satelity pojmenovány po čtyřech členech rodiny Medici , ale jeho návrh nebyl přijat [18] . K objevu satelitu se přihlásil i německý astronom Simon Marius , který pozoroval Ganymede v roce 1609, ale údaje o tom včas nezveřejnil [20] [comm. 7] [21] . Marius se snažil dát měsícům jména „Saturn z Jupiteru“, „Jupiter z Jupiteru“ (byl to Ganymed), „Venuše z Jupiteru“ a „Merkur z Jupiteru“, což se také neujalo. V roce 1614, po Johannesovi Keplerovi , pro ně navrhl nová jména podle jmen Diových společníků (včetně Ganymeda) [18] [20] :

... Pak tu byl Ganymed , krásný syn krále Trose , kterého Jupiter v podobě orla unesl do nebe, držíc ho na zádech, jak básníci pohádkově popisují... Za třetí, kvůli majestátnosti světlo, Ganymede ... [22]

Původní text  (lat.)[ zobrazitskrýt] [Iupiter] etiam impensius amavit Ganymedem puerum formosum, Trois Regis filium, adeo etiam ut assumptâ aquilæ figurâ, illum humeris impositum, v cœlum transportavit, prout fabulantur poetæ…Tertius ob luminedes…3 Majenese

Jméno „Ganymede“, stejně jako jména navržená Mariusem pro jiné galileovské satelity , se však prakticky nepoužívalo až do poloviny 20. století, kdy se stalo běžným. Ve velké části dřívější astronomické literatury je Ganymed označen (v systému představeném Galileem) jako Jupiter III nebo „třetí Jupiterův měsíc“. Po objevení satelitů Saturnu začaly satelity Jupiteru používat systém označení založený na návrhech Keplera a Mariuse [18] . Ganymed je jediný galilejský měsíc Jupitera pojmenovaný po mužské postavě – podle řady autorů byl (stejně jako Io, Europa a Callisto) miláčkem Dia.

Podle čínských astronomických záznamů v roce 365 př.n.l. E. Gan Te objevil satelit Jupitera pouhým okem (pravděpodobně to byl Ganymed) [24] [25] .

Původ a evoluce

Ganymed pravděpodobně vznikl z akrečního disku nebo plynové a prachové mlhoviny , která obklopovala Jupiter nějakou dobu po jeho vzniku [26] . Vznik Ganymedu pravděpodobně trval přibližně 10 000 let [27] (řádově méně než odhad pro Callisto). Jupiterova mlhovina pravděpodobně obsahovala během formování Galileových satelitů relativně málo plynu, což může vysvětlit velmi pomalý vznik Callisto [26] . Ganymed se zformoval blíže k Jupiteru, kde byla mlhovina hustší, což vysvětluje její rychlejší vznik [27] . To zase vedlo k tomu, že teplo uvolněné při akreci nemělo čas se rozptýlit. To mohlo způsobit, že led roztál a skála se od něj oddělila. Kameny se usadily ve středu satelitu a vytvořily jádro. Na rozdíl od Ganymeda se během formování Callisto muselo teplo odvést pryč, led v jeho hlubinách neroztál a nedocházelo k diferenciaci [28] . Tato hypotéza vysvětluje, proč jsou dva měsíce Jupiteru tak odlišné navzdory podobným hmotnostem a složení [28] [29] . Alternativní teorie připisují Ganymedovu vyšší vnitřní teplotu přílivovému ohřevu [30] nebo intenzivnějšímu vystavení pozdnímu těžkému ozáření [31] [32] [33] .

Jádro Ganymedu si po zformování zadrželo většinu tepla nashromážděného při akreci a diferenciaci. Toto teplo pomalu uvolňuje do ledového pláště a funguje jako druh tepelné baterie [28] . Plášť zase toto teplo předává povrchu konvekcí [29] . Rozpad radioaktivních prvků v jádru jej dále zahříval, což způsobilo další diferenciaci: vzniklo vnitřní jádro ze železa a sulfidu železa a silikátový plášť [28] [34] . Ganymed se tak stal plně diferencovaným orgánem. Pro srovnání, radioaktivní ohřev nediferencovaného Callista způsobil pouze konvekci v jeho ledovém nitru, což je účinně ochlazovalo a zabránilo rozsáhlému tání ledu a rychlé diferenciaci [35] . Proces konvekce na Callisto způsobil pouze částečné oddělení hornin od ledu [35] . V současné době se Ganymede nadále pomalu ochlazuje [34] . Teplo vycházející z jádra a silikátového pláště umožňuje existenci podzemního oceánu [36] a pomalé ochlazování tekutého jádra železa a sulfidu železnatého způsobuje konvekci a udržuje generování magnetického pole [34] . Současný tepelný tok z útrob Ganymedu je pravděpodobně vyšší než u Callisto [28] .

Orbita a rotace

Ganymede se nachází ve vzdálenosti 1 070 400 kilometrů od Jupiteru, což z něj činí třetí nejvzdálenější Galileovu družici [12] . Úplná revoluce kolem Jupiteru mu trvá sedm dní a tři hodiny. Stejně jako většina známých satelitů je rotace Ganymedu synchronizována s rotací Jupitera a vždy směřuje stejnou stranou k planetě [37] . Jeho oběžná dráha má mírný sklon k Jupiterovu rovníku a excentricitu , která se kvaziperiodicky mění v důsledku sekulárních poruch od Slunce a planet. Excentricita se pohybuje v rozmezí 0,0009–0,0022 a sklon v rozmezí 0,05°–0,32° [38] . Tyto orbitální oscilace způsobují , že se sklon osy rotace (úhel mezi touto osou a kolmicí k rovině oběžné dráhy) mění z 0 na 0,33° [6] .

Ganymed je v orbitální rezonanci s Europou a Io: na každou revoluci Ganymedu kolem planety připadají dvě revoluce Europy a čtyři revoluce Io [38] [39] . Nejbližší přiblížení mezi Io a Europou nastane, když Io je v periapsis , a Europa v apoapsis . Evropa se blíží ke Ganymedu a nachází se v jeho pericentru [38] . Seřadit všechny tři tyto satelity do jedné řady je tedy nemožné. Taková rezonance se nazývá Laplaceova rezonance [40] .

Moderní Laplaceova rezonance není schopna zvýšit excentricitu Ganymedovy oběžné dráhy [40] . Současná hodnota excentricity je asi 0,0013, což může být důsledek jejího nárůstu v důsledku rezonance v minulých epochách [39] . Pokud se ale v současné době nezvyšuje, pak vyvstává otázka, proč se neresetoval na nulu kvůli disipaci slapové energie v hlubinách Ganymedu [40] . Snad poslední nárůst excentricity nastal nedávno – před několika stovkami milionů let [40] . Vzhledem k tomu, že excentricita oběžné dráhy Ganymedu je relativně nízká (v průměru 0,0015) [39] , je nyní slapové zahřívání tohoto satelitu zanedbatelné [40] . V minulosti však Ganymed mohl jednou nebo vícekrát projít Laplaceovou rezonancí, která dokázala zvýšit orbitální excentricitu na hodnoty 0,01-0,02 [5] [40] . To pravděpodobně způsobilo významné přílivové zahřívání vnitřku Ganymedu, což mohlo způsobit tektonickou aktivitu, která vytvořila nerovnou krajinu [5] [40] .

Existují dvě hypotézy o původu Laplaceovy rezonance Io, Europy a Ganymedu: že existuje od objevení se sluneční soustavy [41] nebo že se objevila později. Ve druhém případě je pravděpodobný následující vývoj událostí: Io zvedla příliv na Jupiteru, což vedlo k tomu, že se od něj vzdalovala, až vstoupila do rezonance 2:1 s Europou; poté se poloměr oběžné dráhy Io dále zvětšoval, ale část momentu hybnosti se přenesla na Europu a také se vzdalovala od Jupiteru; proces pokračoval, dokud Evropa vstoupila do rezonance 2:1 s Ganymedem [40] . Poloměry drah těchto tří satelitů nakonec dosáhly hodnot odpovídajících Laplaceově rezonanci [40] .

Fyzikální vlastnosti

Velikost

Ganymed je největší a nejhmotnější měsíc ve sluneční soustavě. Jeho průměr (5268 km) je 41 % průměru Země , o 2 % větší než u Saturnova satelitu Titan (druhý největší satelit), o 8 % větší než průměr Merkuru, 9 % Callisto, 45 % Io a 51 % větší než Měsíc. Jeho hmotnost je o 10 % větší než u Titanu, o 38 % větší než u Callisto, o 66 % větší než u Io a 2,02krát větší než hmotnost Měsíce.

Složení

Průměrná hustota Ganymedu je 1,936 g/cm3 . Pravděpodobně se skládá ze stejných částí horniny a vody (většinou zmrzlé) [5] . Hmotnostní zlomek ledu leží v rozmezí 46-50 %, což je o něco méně než u Callisto [42] . Některé těkavé plyny, jako je amoniak [36] [42], mohou být přítomny v ledu . Přesné složení hornin Ganymedu není známo, ale pravděpodobně se blíží složení běžných chondritů skupiny L a LL, které se od H-chondritů liší nižším celkovým obsahem železa, nižším obsahem kovového železa a dalšími oxid železa. Poměr hmotností železa a křemíku na Ganymedu je 1,05-1,27 (pro srovnání na Slunci je to 1,8 ).

Povrchové albedo Ganymedu je asi 43 % [43] . Vodní led je přítomen téměř na celém povrchu a jeho hmotnostní podíl se pohybuje mezi 50–90 % [5] , což je mnohem více než na Ganymedu jako celku. Blízká infračervená spektroskopie ukázala přítomnost rozsáhlých pásů absorpce vodního ledu o vlnových délkách 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 µm [43] . Světlé oblasti jsou méně rovnoměrné a mají více ledu než tmavé oblasti [44] . Ultrafialové a blízké infračervené analýzy s vysokým rozlišením získané kosmickou lodí Galileo a pozemními přístroji ukázaly přítomnost dalších látek: oxidu uhličitého , oxidu siřičitého a možná i kyanidu , kyseliny sírové a různých organických sloučenin [5] [45 ] . Podle výsledků mise Galileo se předpokládá přítomnost určitého množství tholinů na povrchu [46] . Výsledky Galilea také ukázaly přítomnost síranu hořečnatého (MgSO 4 ) a možná síranu sodného (Na 2 SO 4 ) na povrchu Ganymede [37] [47] . Tyto soli mohly vzniknout v podzemním oceánu [47] .

Povrch Ganymedu je asymetrický. Přední polokoule (otočená ve směru oběžné dráhy satelitu) je lehčí než zadní [43] . Na Europě je situace stejná, ale na Callisto je to naopak [43] . Zdá se, že zadní polokoule Ganymedu má více oxidu siřičitého [48] [49] . Množství oxidu uhličitého je v obou hemisférách stejné, ale v blízkosti pólů chybí [45] [50] . Impaktní krátery na Ganymedu (kromě jednoho) nevykazují obohacení oxidem uhličitým, což také odlišuje tento satelit od Callisto. Podzemní zásoby oxidu uhličitého na Ganymedu byly pravděpodobně v minulosti vyčerpány [50] .

Vnitřní struktura

Pravděpodobně se Ganymede skládá ze tří vrstev: roztaveného jádra železa nebo sulfidu železa , silikátového pláště a vnější vrstvy ledu [5] [51] o tloušťce 900–950 kilometrů. Tento model je podpořen malým momentem setrvačnosti , měřeným při průletu Ganymedem "Galileo" - (0,3105 ± 0,0028)× mr 2 [5] [51] (moment setrvačnosti homogenní koule je 0,4× mr 2 , a menší hodnota koeficientu v tomto vzorci znamená, že hustota roste s hloubkou). Na Ganymedu je tento koeficient nejnižší mezi pevnými tělesy sluneční soustavy, což ukazuje na výraznou stratifikaci jejích útrob . Existence roztaveného jádra bohatého na železo poskytuje přirozené vysvětlení pro Ganymedovo vlastní magnetické pole , které objevil Galileo [34] . Konvekce v roztaveném železe, které má vysokou elektrickou vodivost , je nejrozumnějším vysvětlením původu magnetického pole [16] .

Přesná tloušťka různých vrstev v nitru Ganymedu závisí na přijaté hodnotě složení silikátů (podíl olivínu a pyroxenů ) a také na množství síry v jádře [42] [51] . Nejpravděpodobnější hodnota poloměru jádra je 700–900 km a tloušťka vnějšího ledového pláště je 800–1000 km . Zbytek poloměru připadá na silikátový plášť [29] [34] [51] [52] . Hustota jádra je pravděpodobně 5,5–6 g/cm 3 a hustota silikátového pláště 3,4–3,6 g/cm 3 [34] [42] [51] [52] . Některé modely generování magnetického pole na Ganymedu vyžadují pevné jádro z čistého železa uvnitř tekutého jádra Fe a FeS, které je podobné struktuře zemského jádra . Poloměr tohoto jádra může dosáhnout 500 kilometrů [34] . Teplota v jádru Ganymedu je pravděpodobně 1500–1700 K a tlak až 10 GPa [34] [51] .

Studie magnetického pole Ganymedu naznačují, že pod jeho povrchem může být oceán kapalné vody [15] [16] . Numerické modelování nitra družice, provedené v roce 2014 laboratoří Jet Propulsion Laboratory NASA , ukázalo, že tento oceán je pravděpodobně vícevrstvý: vrstvy kapalin jsou odděleny vrstvami ledu různých typů ( led Ih , III , V , VI ). Počet kapalných mezivrstev může dosáhnout 4; jejich salinita roste s hloubkou [53] [54] .

Povrch

Povrch Ganymedu je směsí dvou typů skvrn: velmi staré, tmavé oblasti se silnými krátery a poněkud mladší (ale stále staré) světlé oblasti pokryté brázdami, rýhami a hřebeny. Tmavé oblasti povrchu zabírají přibližně 1/3 celé plochy [56] a obsahují jíly a organickou hmotu, což může odrážet složení planetesimál , z nichž vznikly Jupiterovy měsíce [57] .

Zatím není známo, co způsobilo zahřívání potřebné k vytvoření rýhovaného povrchu Ganymedu. Podle moderních koncepcí je takový povrch důsledkem tektonických procesů [5] . Předpokládá se, že kryovulkanismus hraje menší roli, pokud vůbec [5] . Síly, které v litosféře Ganymedu vytvářely silná napětí nezbytná pro tektonické pohyby, mohly být v minulosti spojeny se slapovým ohřevem, který mohl být způsoben nestabilními orbitálními rezonancemi , kterými satelit procházel [5] [58] . Slapová deformace ledu mohla zahřát útroby Ganymedu a způsobit napětí v litosféře, což vedlo ke vzniku trhlin, horstů a drapáků . Zároveň došlo k vymazání starého tmavého povrchu na 70 % plochy satelitu [5] [59] . Vznik pruhovaného povrchu může být také spojen s časným vytvořením jádra satelitu a následným slapovým ohřevem jeho nitra, což zase způsobilo nárůst Ganymedu o 1–6 % v důsledku tepelné roztažnosti a fázových přechodů . v ledu [5] . Je možné, že v průběhu následné evoluce stoupaly vlečky z ohřáté vody z jádra na povrch a způsobovaly deformace litosféry [60] . Nejpravděpodobnějším moderním zdrojem tepla v útrobách satelitu je radioaktivní topení , které může (alespoň částečně) zajistit existenci podpovrchového vodního oceánu. Modelování ukazuje, že pokud by excentricita oběžné dráhy Ganymedu byla o řád vyšší než ta současná (a to mohlo být v minulosti), mohl by být slapový ohřev silnější než radioaktivní [61] .

Na povrchu obou typů jsou impaktní krátery, ale v tmavých oblastech jsou zvláště četné: tyto oblasti jsou prosyceny krátery a zřejmě jejich reliéf vznikl především srážkami [5] . Ve světlých rýhovaných oblastech je kráterů mnohem méně a nehrály významnou roli ve vývoji jejich reliéfu [5] . Hustota kráterů v tmavých oblastech udává stáří 4 miliardy let (jako v kontinentálních oblastech Měsíce ). Světlé oblasti jsou mladší, ale o kolik není jasné [62] . Kráterování povrchu Ganymedu (stejně jako Měsíce) dosáhlo zvláštní intenzity asi před 3,5-4 miliardami let [62] . Pokud jsou tato data přesná, pak většina impaktních kráterů pochází z té doby a poté se jejich počet nepatrně zvýšil [14] . Některé krátery jsou protnuty brázdami a některé se tvoří na vrcholu brázd. To naznačuje, že některé brázdy jsou docela staré. Místy jsou relativně mladé krátery, z nichž vyzařují paprsky ejecta [14] [63] . Krátery Ganymedu jsou plošší než ty na Merkuru nebo Měsíci. Pravděpodobně za to může křehkost ledové kůry Ganymedu, která se může (nebo by mohla) vlivem gravitace zploštit. Starověké krátery, které jsou téměř úplně zploštělé (jakýsi „duch“ kráterů) jsou známé jako palimpsest [14] ; jedním z největších palimpsestů Ganymedu je Memphiská facula o průměru 360 km.

Jednou z pozoruhodných geostruktur Ganymedu je temná oblast nazývaná oblast Galilee , kde je viditelná síť vícesměrných rýh. Pravděpodobně tato oblast vděčí za svůj vzhled období rychlé geologické aktivity satelitu [64] .

Ganymede má polární ledové čepice, o kterých se předpokládá, že jsou vyrobeny z vodního mrazu. Pokrývají zeměpisné šířky nad 40° [37] . Polární čepičky byly poprvé pozorovány během průletu kosmické lodi Voyager . Pravděpodobně jsou tvořeny molekulami vody vyraženými z povrchu při bombardování částicemi plazmy. Takové molekuly by mohly migrovat do vysokých zeměpisných šířek z nízkých zeměpisných šířek kvůli teplotním rozdílům, nebo by mohly pocházet ze samotných polárních oblastí. Výsledky výpočtů a pozorování nám umožňují soudit, že to druhé je pravdivé [65] . Přítomnost vlastní magnetosféry v Ganymedu vede k tomu, že nabité částice intenzivně bombardují jen slabě chráněné - polární - oblasti. Vzniklá vodní pára se ukládá především na nejchladnějších místech těchto stejných oblastí [65] .

Atmosféra a ionosféra

V roce 1972 skupina indických, britských a amerických astronomů pracujících na indonéské observatoři Bossa ohlásila objev tenké atmosféry kolem satelitu při pozorování jeho zákrytu hvězdou [66] . Povrchový tlak atmosféry odhadli na 0,1 Pa [66] . V roce 1979 však sonda Voyager 1 pozorovala Ganymedův zákryt hvězdy ( κ Centauri ) a získala protichůdné výsledky [67] . Tato pozorování byla provedena ve vzdáleném ultrafialovém světle při vlnových délkách pod 200 nm a byla mnohem citlivější na přítomnost plynů než měření ve viditelném světle z roku 1972 . Senzory Voyageru nezaznamenaly žádnou atmosféru. Horní koncentrační limit se ukázal být na úrovni 1,5⋅10 9 částic/cm 3 , což odpovídá povrchovému tlaku menšímu než 2,5 µPa [67] . A to je téměř o 5 řádů méně než odhad z roku 1972 [67] .

V roce 1995 byla poblíž Ganymedu objevena velmi slabá kyslíková atmosféra ( exosféra ) , velmi podobná té, která byla nalezena poblíž Europy . Tato data byla získána Hubbleovým dalekohledem (HST) [11] [68] . Podařilo se mu rozlišit slabou záři atomového kyslíku v daleké ultrafialové oblasti (při vlnové délce 130,4 nm a 135,6 nm). K takové záři dochází, když se molekulární kyslík rozpadne na atomy při srážkách s elektrony [11] , což je celkem přesvědčivé potvrzení existence neutrální atmosféry molekul O 2 . Jeho koncentrace je pravděpodobně v rozmezí 1,2⋅10 8 -7⋅10 8 částic/cm 3 , což odpovídá povrchovému tlaku 0,2-1,2 µPa [11] [i] . Tyto hodnoty jsou v souladu s horní hranicí stanovenou Voyagerem v roce 1981. Kyslík není důkazem přítomnosti života na společníkovi. Předpokládá se, že k němu dochází, když je vodní led na povrchu Ganymedu rozštěpen na vodík a kyslík radiací (vodík uniká rychleji díky své nízké atomové hmotnosti) [68] . Záře atmosféry Ganymedu, stejně jako Evropa, není jednotná. HST pozoroval dvě jasné skvrny umístěné na severní a jižní polokouli v blízkosti zeměpisných šířek ±50°, což přesně odpovídá hranici mezi uzavřenou a otevřenou linií magnetosféry Ganymede (viz níže) [69] . Jasné skvrny jsou pravděpodobně polární záře způsobené přílivem plazmatu podél otevřených magnetických siločar satelitu [70] .

Existence neutrální atmosféry také implikuje existenci ionosféry kolem satelitu , protože molekuly kyslíku jsou ionizovány srážkami s rychlými elektrony přicházejícími z magnetosféry [71] a slunečním tvrdým ultrafialovým zářením [17] . Povaha ionosféry Ganymedu je však stejně kontroverzní jako povaha atmosféry. Některá měření Galilea ukázala zvýšenou hustotu elektronů v blízkosti satelitu, což ukazuje na přítomnost ionosféry, zatímco jiné pokusy o její opravu selhaly [17] . Koncentrace elektronů v blízkosti povrchu se podle různých odhadů pohybuje od 400 do 2500 cm – 3 [17] . Pro rok 2008 nebyly stanoveny parametry možné ionosféry Ganymedu.

Další indikací existence kyslíkové atmosféry Ganymedu je detekce plynů zamrzlých v ledu na jeho povrchu ze spektrálních dat. Objev absorpčních pásem ozónu (O 3 ) byl hlášen v roce 1996 [72] . V roce 1997 spektrální analýza odhalila absorpční čáry dimerního (nebo dvouatomového ) kyslíku . Takové absorpční čáry se mohou objevit pouze tehdy, je-li kyslík v husté fázi. Nejlepší vysvětlení je, že molekulární kyslík je zamrzlý v ledu. Hloubka dimerních absorpčních pásů závisí na zeměpisné šířce a délce (ale ne na povrchovém albedu ) - mají tendenci klesat se zeměpisnou šířkou, zatímco trend pro O 3 je opačný [73] . Laboratorní experimenty umožnily prokázat, že při teplotě 100 K, charakteristické pro povrch Ganymedu, se O 2 rozpouští v ledu a neshromažďuje se v bublinách [74] .

Poté, co vědci objevili sodík v atmosféře Europy , začali jej hledat v atmosféře Ganymedu. V roce 1997 se ukázalo, že tam není (přesněji minimálně 13x méně než v Evropě). To lze vysvětlit jeho nedostatkem na povrchu nebo tím, že magnetosféra Ganymedu brání nabitým částicím v tom, aby ji vyřadily [75] . Mimo jiné byl v atmosféře Ganymedu pozorován atomární vodík . Byl pozorován ve vzdálenosti až 3000 km od povrchu satelitu. Jeho koncentrace v blízkosti povrchu je asi 1,5⋅10 4 cm −3 [76] .

Magnetosféra

V letech 1995 až 2000 provedla sonda Galileo šest blízkých průletů poblíž Ganymedu (G1, G2, G7, G8, G28 a G29) [16] a zjistila, že Ganymede má poměrně silné magnetické pole a dokonce i vlastní magnetosféru , nezávislou na Jupiterově magnetické pole [77] [78] . Velikost magnetického momentu je 1,3×10 13 T m 3 [16] , což je třikrát větší velikost než u Merkuru . Osa magnetického dipólu je skloněna o 176° vzhledem k ose rotace Ganymeda, což znamená, že je namířena proti magnetickému momentu Jupiteru [16] . Severní magnetický pól Ganymedu je pod rovinou oběžné dráhy. Indukce dipólového magnetického pole vytvořeného konstantním magnetickým momentem na rovníku družice je 719 ± 2 nT [16] (pro srovnání indukce magnetického pole Jupitera ve vzdálenosti Ganymedu je 120 nT ) [78] . Opačný směr magnetických polí Ganymedu a Jupiteru umožňuje magnetické opětovné spojení . Indukce Ganymedova vlastního magnetického pole na jeho pólech je dvakrát větší než na rovníku a rovná se 1440 nT [16] .

Ganymed je jediný měsíc ve sluneční soustavě, který má vlastní magnetosféru. Je velmi malý a je ponořen do Jupiterovy magnetosféry [78] . Jeho průměr je přibližně 2–2,5krát větší než průměr Ganymedu [77] (což je 5268 km) [79] . Magnetosféra Ganymedu má oblast uzavřených siločar pod 30° zeměpisné šířky, kde jsou zachyceny nabité částice ( elektrony a ionty ) a vytvářejí jakýsi radiační pás [79] . Hlavním typem iontů v magnetosféře jsou ionty kyslíku O + [80] , což je v dobré shodě s atmosférou vzácného kyslíku satelitu. V čepicích polárních oblastí v zeměpisných šířkách nad 30° nejsou magnetické siločáry uzavřené a spojují Ganymede s ionosférou Jupiteru [79] . V těchto oblastech byly nalezeny vysokoenergetické elektrony a ionty (desítky a stovky kiloelektronvoltů) [71] , které mohou způsobit polární záře pozorované kolem pólů Ganymede [69] . Kromě toho se na polárním povrchu Měsíce nepřetržitě ukládají těžké ionty, které rozmělňují a tmavnou led [71] .

Interakce mezi ganymedskou magnetosférou a joviánským plazmatem se v mnoha ohledech podobá interakci mezi slunečním větrem a zemskou magnetosférou [79] [81] . Plazma rotuje společně s Jupiterem a sráží se s magnetosférou Ganymedu na své zadní straně, stejně jako sluneční vítr s magnetosférou Země. Hlavním rozdílem je rychlost toku plazmy: nadzvuková v případě Země a podzvuková v případě Ganymeda. To je důvod, proč magnetické pole Ganymedu nemá rázovou vlnu z retardované strany [81] .

Kromě magnetického momentu má Ganymede indukované dipólové magnetické pole [16] . Je to způsobeno změnami magnetického pole Jupiteru v blízkosti satelitu. Indukovaný dipólový moment směřuje k Jupiteru nebo od něj (podle Lenzova pravidla ). Indukované magnetické pole Ganymedu je řádově slabší než jeho vlastní. Jeho indukce na magnetickém rovníku je asi 60 nT (dvakrát menší než intenzita pole Jupiteru na stejném místě [16] ). Indukované magnetické pole Ganymedu se podobá podobným polím Callisto a Europy a naznačuje, že tento satelit má také podpovrchový vodní oceán s vysokou elektrickou vodivostí [16] .

Vzhledem k tomu, že Ganymed je zcela diferencovaný a má kovové jádro [5] [34] , jeho konstantní magnetické pole je pravděpodobně generováno stejným způsobem jako zemské: v důsledku pohybu elektricky vodivé hmoty v interiéru [16] [34 ] . Pokud je magnetické pole způsobeno magnetohydrodynamickým efektem [16] [82] , pak je to pravděpodobně důsledek konvekčního pohybu různých látek v jádře [34] .

Navzdory přítomnosti železného jádra zůstává magnetosféra Ganymedu záhadou, zvláště když jiná podobná tělesa ji nemají [5] . Z některých výzkumů vyplývá, že tak malé jádro by již mělo vychladnout do bodu, kdy pohyb tekutiny a udržení magnetického pole není možné. Jedním z vysvětlení je, že pole je zachováno díky stejným orbitálním rezonancím, které vedly ke komplexnímu povrchovému reliéfu: kvůli slapovému ohřevu v důsledku orbitální rezonance plášť chránil jádro před ochlazením [59] . Dalším vysvětlením je zbytková magnetizace silikátových hornin v plášti, která je možná, pokud měla družice v minulosti silnější pole [5] .

Prozkoumávání

Jupiter (stejně jako všechny ostatní plynné planety ) byl cíleně studován výhradně meziplanetárními stanicemi NASA . Několik kosmických lodí prozkoumalo Ganymede zblízka, včetně čtyř průletů v 70. letech a několika průletů od 90. let do 21. století.

První fotografie Ganymedu z vesmíru byly pořízeny Pioneerem 10 letícím kolem Jupiteru v prosinci 1973 a Pioneerem 11 letícím kolem v roce 1974 [19] . Díky nim byly získány přesnější informace o fyzikálních vlastnostech družice (např. Pioneer-10 upřesnil její rozměry a hustotu). Jejich snímky ukazují detaily o velikosti 400 km [83] [84] . Nejbližší přiblížení Pioneer 10 bylo 446 250 kilometrů [85] .

V březnu 1979 proletěl Voyager 1 kolem Ganymedu ve vzdálenosti 112 000 km a v červenci Voyager 2 ve vzdálenosti 50 000 km. Přenášeli vysoce kvalitní snímky povrchu družice a provedli sérii měření. Zejména upřesnili jeho velikost a ukázalo se, že jde o největší satelit ve sluneční soustavě (dříve byl za největší považován Saturnův měsíc Titan ) [ 86 ] . Současné hypotézy o geologii satelitu pocházejí z dat Voyageru [ 87 ] .

Od prosince 1995 do září 2003 byl systém Jupiter studován Galileem . Během této doby se šestkrát přiblížil ke Ganymedovi [37] . Názvy polí jsou G1, G2, G7, G8, G28 a G29 [16] . Při nejbližším letu (G2) proletěl Galileo 264 kilometrů od jeho povrchu [16] a předal o něm mnoho cenných informací, včetně detailních fotografií. Během průletu G1 v roce 1996 Galileo objevil magnetosféru poblíž Ganymedu [88] a v roce 2001 podzemní oceán [16] [37] . Díky datům systému Galileo se podařilo sestavit poměrně přesný model vnitřní struktury družice. Galileo také přenesl velké množství spekter a detekoval několik neledovcových látek na povrchu Ganymedu [45] .

Sonda New Horizons na cestě k Plutu v roce 2007 odeslala viditelné a infračervené fotografie Ganymedu a poskytla topografické informace a mapu složení [89] [90] .

Sonda Juno od NASA , která je na oběžné dráze kolem Jupiteru od roku 2016, prakticky neprovádí satelitní výzkum. Navzdory tomu v červnu 2021 zařízení proletělo poblíž Ganymedu a přijímalo fotografie satelitu ve vysokém rozlišení.

V posledních letech bylo navrženo několik konceptů misí na průzkum Ganymedu a dalších Galileových měsíců Jupitera, které však byly buď zrušeny, nebo odloženy na neurčito (mezi nimi společný program misí Europa Jupiter System Mission NASA , ESA , Roskosmos a JAXA , v rámci kterého bylo plánováno odeslání několika zařízení kolem roku 2020). V současné době (2019) Evropská kosmická agentura s účastí JAXA pracuje na sondě Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE), která má prozkoumat Jupiter, Ganymede, Callisto a v menší míře i Evropu. Start je plánován na rok 2022, přílet do soustavy Jupiter - v roce 2030, vstup na oběžnou dráhu Ganymede - v roce 2033 [91] . NASA zase vyvíjí přístroj Europa Clipper pro průzkum Europy (který je ve srovnání s Ganymedem značně komplikovaný radiačními pásy Jupiteru).

Shadow of Ganymede

21. dubna 2014 vyfotografoval Hubbleův dalekohled stín Ganymedu na Velké rudé skvrně , takže vypadal jako oko [92] .

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ Periovium se nachází podél hlavní poloosy a a excentricity e :
  2. ↑ Apoiovium se nachází podél hlavní poloosy a a excentricity e :
  3. ↑ Plocha povrchu vypočtená pomocí vzorce
  4. ↑ Objem se vypočítá podle vzorce
  5. ↑ Tíhové zrychlení se vypočítá z hmotnosti m , gravitační konstanty G a poloměru ( r ):
  6. ↑ Druhá prostorová rychlost se vypočítá z hmotnosti m , gravitační konstanty G a poloměru r :
  7. ↑ Marius' Mundus Iovialis anno MDCIX Detectus Ope Perspicilli Belgici popisuje pozorování učiněná v roce 1609 a byla publikována až v roce 1614.

Zdroje

  1. ↑ 1 2 3 Galilei G. Sidereus Nuncius (přeložil Edward Carlos a upravil Peter Barker) . - Byzantium Press, 2004 (originál 1610).
  2. ↑ 1 2 3 Wright, Ernie Galileo's First Observations of Jupiter (odkaz není k dispozici) . Historie vědy University of Oklahoma. Datum přístupu: 13. ledna 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012. 
  3. ↑ 1 2 3 NASA: Ganymede (odkaz není k dispozici) . Solarsystem.nasa.gov (29. září 2009). Datum přístupu: 8. března 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012. 
  4. ↑ 1 2 3 4 Střední orbitální parametry planetárního satelitu . Laboratoř proudového pohonu, Kalifornský technologický institut. Archivováno z originálu 22. srpna 2011.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Showman, Adam P. The Galilean Satellites   // Science . - 1999. - Sv. 286 , č.p. 5437 . - str. 77-84 . - doi : 10.1126/science.286.5437.77 . — PMID 10506564 . Archivováno 1. října 2020.
  6. ↑ 1 2 Bills, Bruce G. Svobodné a vynucené obliby galileovských satelitů  Jupitera  // Icarus . — Elsevier , 2005. — Sv. 175 , č.p. 1 . - str. 233-247 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 . - .
  7. ↑ 1 2 Yeomans, Donald K. Fyzické parametry planetárního satelitu . JPL Solar System Dynamics (13. července 2006). Získáno 5. listopadu 2007. Archivováno z originálu 18. ledna 2010.
  8. ↑ Yeomans a Chamberlin. Horizon Online Ephemeris System pro Ganymede (Major Body 503) . California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory. Získáno 14. dubna 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012. (4.38 dne 3. října 1951)
  9. ↑ 1 2 Delitsky, Mona L. Ledová chemie galileovských satelitů  //  Journal of Geophysical Research. - 1998. - Sv. 103 , č. E13 . - S. 31391-31403 . - doi : 10.1029/1998JE900020 . - . Archivováno z originálu 4. března 2016.
  10. ↑ Orton, GS Galileo Fotopolarimetrická-radiometrická pozorování Jupiteru a galileovských satelitů   // Věda . - 1996. - Sv. 274 , č.p. 5286 . - str. 389-391 . - doi : 10.1126/science.274.5286.389 . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 5 Hall, DT Dálkové ultrafialové kyslíkové záření Evropy a Ganymedu  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Sv. 499 , č.p. 1 . - str. 475-481 . - doi : 10.1086/305604 . - .
  12. ↑ 1 2 Jupiterovy měsíce (odkaz není k dispozici) . Planetární společnost . Získáno 7. prosince 2007. Archivováno z originálu 4. února 2012. 
  13. ↑ Informační list o Ganymedu . www2.jpl.nasa.gov. Datum přístupu: 14. ledna 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  14. ↑ 1 2 3 4 Ganymede . nineplanets.org (31. října 1997). Získáno 27. února 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  15. ↑ 1 2 Největší měsíc sluneční soustavy má pravděpodobně skrytý oceán . Laboratoř proudového pohonu . NASA (16. prosince 2000). Datum přístupu: 11. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Kivelson, MG Permanentní a indukční magnetické momenty  Ganymeda  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Sv. 157 , č.p. 2 . - str. 507-522 . - doi : 10.1006/icar.2002.6834 . - . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  17. ↑ 1 2 3 4 Eviatar, Aharon. Ionosféra Ganymedu   // Planeta . Space Sci.. - 2001. - Sv. 49 , č. 3-4 . - str. 327-336 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00154-9 . - . Archivováno z originálu 10. června 2019.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Satelity Jupiteru . Projekt Galileo . Získáno 24. listopadu 2007. Archivováno z originálu dne 25. srpna 2011.
  19. ↑ 1 2 Pioneer 11 (nedostupný odkaz) . Průzkum sluneční soustavy . Datum přístupu: 6. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012. 
  20. ↑ 1 2 Ganymede - Největší satelit . Vesmír a vesmír. Získáno 1. září 2010. Archivováno z originálu 25. srpna 2011.
  21. ↑ Discovery (downlink) . Cascadia Community College . Získáno 24. listopadu 2007. Archivováno z originálu 20. září 2006. 
  22. ↑ Objev galilejských satelitů . Pohledy na sluneční soustavu . Institut pro výzkum vesmíru, Ruská akademie věd. Získáno 24. listopadu 2007. Archivováno z originálu 18. listopadu 2007.
  23. ↑ Simone Mario Guntzenhusano . Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . — Norimberga , 1614.
  24. ↑ Astronomický obsah amerických plání Indické zimní počty . Získáno 16. srpna 2011. Archivováno z originálu 31. srpna 2017.
  25. ↑ Starověká astronomie v moderní Číně . Získáno 16. srpna 2011. Archivováno z originálu 31. srpna 2017.
  26. ↑ 1 2 Canup, Robin M. Formace galilejských satelitů: Podmínky akrece  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Sv. 124 , č. 6 . - str. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - . Archivováno z originálu 15. června 2019.
  27. ↑ 1 2 Mosqueira, Ignacio. Vznik pravidelných satelitů obřích planet v rozšířené plynné mlhovině I: model submlhoviny a akrece  satelitů  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Sv. 163 , č.p. 1 . - str. 198-231 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00076-9 . - .
  28. ↑ 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. O konvekci v ledových I skořápkách vnějších těles Sluneční soustavy, s podrobnou aplikací na  Callisto  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Sv. 183 , č.p. 2 . - S. 435-450 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 . - .
  29. ↑ 1 2 3 Freeman. Nenewtonská stagnující konvekce víka a tepelný vývoj Ganymedu a Callisto  // Planetární a vesmírná věda  . - Elsevier , 2006. - Sv. 54 , č. 1 . - str. 2-14 . - doi : 10.1016/j.pss.2005.10.003 . - . Archivováno z originálu 24. srpna 2007.
  30. ↑ Showman, A.P. Přílivová evoluce do Laplaceovy rezonance a znovuobjevení  Ganymedu  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Březen ( roč. 127 , č. 1 ). - S. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . — . Archivováno z originálu 11. září 2008.
  31. ↑ Baldwin, E. Dopady komety vysvětlují dichotomii Ganymede-Callisto . Astronomie nyní online . Astronomy Now (25. ledna 2010). Získáno 1. března 2010. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  32. ↑ Barr, AC; Canup, R. M. (březen 2010). „Původ dichotomie Ganymede/Callisto dopady během pozdního těžkého bombardování vnější sluneční soustavy“ (PDF) . 41. konference o lunárních a planetárních vědách (2010) . Houston . Získáno 2010-03-01 . Použitý zastaralý parametr |coauthors=( nápověda ) Archivováno 5. června 2011 na Wayback Machine
  33. ↑ Barr, AC Vznik dichotomie Ganymede–Callisto dopady během pozdního těžkého bombardování  // Nature Geoscience  . - 2010. - 24. ledna ( díl 3 , č. březen 2010 ). - S. 164-167 . - doi : 10.1038/NGEO746 . - . Archivováno z originálu 22. června 2017.
  34. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Hauk, Steven A. Vliv síry na vývoj jádra a vytváření magnetického pole na Ganymedu  //  J. Of Geophys. Res.. - 2006. - Sv. 111 , č. E9 . — S. E09008 . - doi : 10.1029/2005JE002557 . — . Archivováno z originálu 27. února 2008.
  35. ↑ 1 2 Nagel, KA Model pro vnitřní strukturu, evoluci a diferenciaci  Callisto  // Icarus . — Elsevier , 2004. — Sv. 169 , č.p. 2 . - str. 402-412 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 . - .
  36. ↑ 12 Spohn . Oceány v ledových Galileových satelitech Jupiteru?  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Sv. 161 , č.p. 2 . - str. 456-467 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . - . Archivováno z originálu 27. února 2008.
  37. ↑ 1 2 3 4 5 Miller, Ron. The Grand Tour: Traveler's Guide to Solar System. - Thajsko: Workman Publishing, 2005. - S. 108-114. - ISBN 0-7611-3547-2 .
  38. ↑ 1 2 3 Musotto, Susanna. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Sv. 159 , č.p. 2 . - S. 500-504 . - doi : 10.1006/icar.2002.6939 . - .
  39. ↑ 1 2 3 High Tide on Europa (nedostupný odkaz) . SPACE.com . Získáno 7. prosince 2007. Archivováno z originálu 24. července 2008. 
  40. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Showman, Adam P. Přílivová evoluce do Laplaceovy rezonance a znovuobjevení  Ganymedu  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Sv. 127 , č. 1 . - S. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . — . Archivováno z originálu 11. září 2008.
  41. ↑ Peale, SJ Prapůvod Laplaceova vztahu mezi galilejskými satelity   // Věda . - 2002. - Sv. 298 , č.p. 5593 . - str. 593-597 . - doi : 10.1126/science.1076557 . - . - arXiv : astro-ph/0210589 . — PMID 12386333 .
  42. ↑ 1 2 3 4 Kuskov, OL Vnitřní struktura Europa a Callisto  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2005. — Sv. 177 , č. 2 . - str. 550-369 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 . - .
  43. ↑ 1 2 3 4 Calvin, Wendy M. Spektra ledových Galileových satelitů od 0,2 do 5 µm: Kompilace, nová pozorování a nedávné shrnutí  //  J. of Geophys. Res.. - 1995. - Sv. 100 , č. E9 . - S. 19041-19048 . - doi : 10.1029/94JE03349 . - .
  44. ↑ Ganymed: obří měsíc (odkaz není k dispozici) . Wayne RESA . Získáno 31. prosince 2007. Archivováno z originálu 2. prosince 2007. 
  45. ↑ 1 2 3 McCord, TB Nevodní ledové složky v povrchovém materiálu ledových Galileových družic z průzkumu blízkého infračerveného mapovacího spektrometru Galileo  //  J. Of Geophys. Res.. - 1998. - Sv. 103 , č. E4 . - S. 8603-8626 . - doi : 10.1029/98JE00788 . - .
  46. ↑ T. B. McCord a kol. Organické látky a jiné molekuly na površích Callisto a Ganymede   // Věda . - 1997. - Sv. 278 , č.p. 5336 . — S. 271–275 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.278.5336.271 . Archivováno z originálu 3. listopadu 2022.
  47. ↑ 1 2 McCord, Thomas B. Hydrated Salt Minerals on Ganymed's Surface: Evidence of the Ocean Under   // Science . - 2001. - Sv. 292 , č.p. 5521 . - S. 1523-1525 . - doi : 10.1126/science.1059916 . - . — PMID 11375486 .
  48. ↑ Domingue, Deborah.  Důkazy z IUE pro prostorové a časové variace ve složení povrchu ledových galileovských satelitů  // Bulletin Americké astronomické společnosti. - American Astronomical Society , 1996. - Sv. 28 . — S. 1070 . - .
  49. ↑ Domingue, Deborah L. IEU detekce slabého mrazu SO 2 na Ganymedu a jeho rychlá časová variabilita   // Geophys . Res. Lett.. - 1998. - Sv. 25 , č. 16 . - str. 3,117-3,120 . - doi : 10.1029/98GL02386 . — .
  50. ↑ 1 2 Hibbitts, CA Oxid uhličitý na Ganymedu  (anglicky)  // J.of Geophys. Res.. - 2003. - Sv. 108 , č. E5 . — S. 5,036 . - doi : 10.1029/2002JE001956 . - .
  51. ↑ 1 2 3 4 5 6 Sohl. Důsledky z pozorování Galilea na vnitřní strukturu a chemii galileovských satelitů   // Icarus . - Elsevier , 2002. - Sv. 157 , č.p. 1 . - str. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
  52. ↑ 1 2 Kuskov, OL Vnitřní struktura ledových satelitů Jupiteru  //  Geophysical Research Abstracts. - European Geosciences Union, 2005. - Sv. 7 . — S. 01892 . Archivováno z originálu 9. června 2019.
  53. ↑ Ganymede May Harbor 'Club Sandwich' of Oceans and  Ice . NASA (1. května 2014). Získáno 4. května 2014. Archivováno z originálu 4. května 2014.
  54. ↑ Vladislav Ananiev. Oceán Ganymede je jako sendvič (nedostupný odkaz) . Sekce Rady pro vesmír Ruské akademie věd (3. května 2014). Získáno 4. května 2014. Archivováno z originálu 5. května 2014. 
  55. ↑ Galileo má za sebou úspěšný průlet kolem Ganymedu během zatmění . Vesmírný let nyní . Datum přístupu: 19. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  56. ↑ Petterson, Wesley. Globální geologická mapa Ganymedu  //  Lunární a planetární věda. - 2007. - Sv. XXXVIII . — S. 1098 . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  57. ↑ Pappalardo, RT The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for Orbiter Mission  //  Lunar and Planetary Science. - 2001. - Sv. XXXII . — S. 4062 . - . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  58. ↑ Showman, Adam P. Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymedes   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Sv. 129 , č. 2 . - str. 367-383 . - doi : 10.1006/icar.1997.5778 . — . Archivováno 4. října 2020.
  59. ↑ 12 Nevýrazný . Orbitální a tepelný vývoj Ganymedu a jeho vliv na vytváření magnetického pole  (anglicky)  // Konference Lunar and Planetary Society. - 2007. - Březen ( sv. 38 ). — str. 2020 . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  60. ↑ Barr, AC Vzestup hlubokého tání do oceánu Ganymedu a důsledky pro astrobiologii  //  Konference o lunárních a planetárních vědách. - 2001. - Sv. 32 . - str. 1781 . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  61. ↑ Huffmann. Vnitřní struktura a přílivové vytápění Ganymedu  (anglicky)  // European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts. - 2004. - Sv. 6 . Archivováno z originálu 16. června 2019.
  62. ↑ 12 Zahnle . Míry kráterování na galilejských  satelitech  // Icarus . - Elsevier , 1998. - Sv. 136 , č. 2 . - S. 202-222 . - doi : 10.1006/icar.1998.6015 . - . — PMID 11878353 . Archivováno z originálu 27. února 2008.
  63. ↑ Ganymede . Lunární a planetární institut (1997). Archivováno z originálu 4. února 2012.
  64. ↑ Casacchia. Geologický vývoj Galileo Regio  //  Journal of Geophysical Research. - 1984. - Sv. 89 . —P.B419 – B428 . - doi : 10.1029/JB089iS02p0B419 . - .
  65. ↑ 1 2 Khurana, Krishan K. Původ Ganymedových polárních čepiček   // Ikaros . — Elsevier , 2007. — Sv. 191 , č.p. 1 . - S. 193-202 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.04.022 . — . Archivováno z originálu 24. září 2015.
  66. ↑ 1 2 Carlson, RW Atmosféra Ganymedu od jeho zákrytu SAO 186800 dne 7. června 1972   // Věda . - 1973. - Sv. 53 , č. 4107 . — S. 182 . doi : 10.1126 / věda.182.4107.53 . - . — PMID 17829812 .
  67. ↑ 1 2 3 Broadfoot, AL Přehled výsledků ultrafialové spektrometrie Voyageru prostřednictvím setkání s Jupiterem  //  Journal of Geophysical Research. - 1981. - Sv. 86 . - S. 8259-8284 . - doi : 10.1029/JA086iA10p08259 . - . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  68. ↑ 1 2 Hubble našel tenkou kyslíkovou atmosféru na Ganymedu . Laboratoř proudového pohonu . NASA (říjen 1996). Datum přístupu: 15. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  69. ↑ 1 2 Feldman, Paul D. HST/STIS Ultrafialové zobrazování polární polární záře na Ganymedu  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Sv. 535 , č.p. 2 . - S. 1085-1090 . - doi : 10.1086/308889 . - . - arXiv : astro-ph/0003486 .
  70. ↑ Johnson, RE Polar "Caps" na Ganymedu a Io  Revisited  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Sv. 128 , č.p. 2 . - str. 469-471 . - doi : 10.1006/icar.1997.5746 . — .
  71. ↑ 1 2 3 Paranikové. Pozorování energetických částic poblíž Ganymedu  //  J.of Geophys. Res.. - 1999. - Sv. 104 , č. A8 . - str. 17,459-17,469 . - doi : 10.1029/1999JA900199 . - .
  72. ↑ Noll, Keith S. Detekce ozónu na Ganymedu   // Věda . - 1996. - Červenec ( roč. 273 , č. 5273 ). - str. 341-343 . - doi : 10.1126/science.273.5273.341 . - . — PMID 8662517 . Archivováno z originálu 6. října 2008.
  73. ↑ Calvin, Wendy M. Latitudinální distribuce O 2 na Ganymedu : Pozorování pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Prosinec ( roč. 130 , č. 2 ). - str. 505-516 . - doi : 10.1006/icar.1997.5842 . - .
  74. ↑ Vidal, RA Kyslík na Ganymedu: Laboratorní studie   // Věda . - 1997. - Sv. 276 , č.p. 5320 . - S. 1839-1842 . - doi : 10.1126/science.276.5320.1839 . - . — PMID 9188525 .
  75. ↑ Brown, Michael E. Hledání sodíkové atmosféry v okolí  Ganymedu  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Sv. 126 , č.p. 1 . - str. 236-238 . - doi : 10.1006/icar.1996.5675 . - .
  76. ↑ Barth, CA Galileo ultrafialová spektrometrická pozorování atomárního vodíku v atmosféře Ganymedu   // Geophys . Res. Lett.. - 1997. - Sv. 24 , č. 17 . - S. 2147-2150 . - doi : 10.1029/97GL01927 . - .
  77. ↑ 1 2 Ganymede (nepřístupný odkaz) . Datum přístupu: 21. ledna 2011. Archivováno z originálu 13. listopadu 2016. 
  78. ↑ 1 2 3 Kivelson, MG Magnetické pole a magnetosféra Ganymedu   // Geophys . Res. Lett.. - 1997. - Sv. 24 , č. 17 . - S. 2155-2158 . - doi : 10.1029/97GL02201 . - . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  79. ↑ 1 2 3 4 Kivelson, MG Ganymedova magnetosféra: přehled magnetometru  //  J. of Geophys. Res.. - 1998. - Sv. 103 , č. E9 . - S. 19.963-19.972 . - doi : 10.1029/98JE00227 . - . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  80. ↑ Eviatar, Aharon. Ionosféra Ganymedu   // Planeta . Space Sci.. - 2001. - Sv. 49 , č. 3-4 . - str. 327-336 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00154-9 . - .
  81. ↑ 1 2 Volwerk. Sondování magnetosféry Ganymedu pomocí siločárových rezonancí  (anglicky)  // J.of Geophys. Res.. - 1999. - Sv. 104 , č. A7 . - S. 14.729-14.738 . - doi : 10.1029/1999JA900161 . - . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  82. ↑ Hauck, Steven A. Vnitřní struktura a mechanismus jádrové konvekce na Ganymedu  //  Lunární a planetární věda. - 2002. - Sv. XXXIII . — S. 1380 . Archivováno z originálu 27. března 2009.
  83. ↑ Průzkum Ganymedu (odkaz není k dispozici) . Terraformers Society of Canada . Datum přístupu: 6. ledna 2008. Archivováno z originálu 19. března 2007. 
  84. ↑ SP-349/396 PIONEER ODYSSEY, Kapitola 6: Výsledky na nových hranicích (odkaz není k dispozici) . Získáno 18. srpna 2011. Archivováno z originálu 5. srpna 2011. 
  85. ↑ Časová osa celé mise Pioneer 10 (nedostupný odkaz) . Získáno 18. srpna 2011. Archivováno z originálu dne 23. července 2011. 
  86. ↑ Voyager 1 a 2 (odkaz není k dispozici) . ThinkQuest . Datum přístupu: 6. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012. 
  87. ↑ The Voyager Planetary Mission  (anglicky)  (nepřístupný odkaz) . Pohledy na sluneční soustavu . Datum přístupu: 6. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  88. ↑ Nové objevy z  Galilea . Laboratoř proudového pohonu . Datum přístupu: 6. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012.
  89. ↑ Kosmická loď New Horizons vázaná na Pluto získává podporu od Jupiteru (odkaz není k dispozici) . Vesmír denně . Datum přístupu: 6. ledna 2008. Archivováno z originálu 4. února 2012. 
  90. ↑ Grundy, WM New Horizons Mapping of Europa and Ganymede   // Science . - 2007. - Sv. 318 , č.p. 5848 . - str. 234-237 . — PMID 17932288 . Archivováno z originálu 5. července 2015.
  91. ↑ JUICE je další velká evropská vědecká mise (downlink) . ESA (5. února 2012). Archivováno z originálu 20. srpna 2012. 
  92. ↑ Jupiterova Velká rudá skvrna a Ganymedův stín – barva . ESA, Hubbleův vesmírný dalekohled (29. října 2014). Získáno 24. srpna 2019. Archivováno z originálu 31. října 2014.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Měsíce Jupiteru
Vnitřní satelity
Galileovské satelity
Himalájská skupina
Skupina Ananke
Skupina Karme
Skupina Pasife
izolované
satelity
s přímou rotací
se zpětnou rotací
  • S/2003J12
  • S/2011J1
  • S/2003J2
Výpis ve skupinách ve vzestupném pořadí podle hlavní poloosy oběžné dráhy
 Jupiter
Charakteristika
satelity
Vnitřní
galilejský
Nepravidelný
Výzkum
jiný
viz také Kategorie:Jupiter Sluneční Soustava