Ganymede (kuu)

Ganymede
Satelliitti

Juno - avaruusaluksella otettu kuva Ganymedesta . Vaaleat pinnat, jälkiä viimeaikaisista iskuista, uurteinen pinta ja valkoinen pohjoisnapalaki (kuvan oikea yläkulma) sisältävät runsaasti vesijäätä
Muut nimet Jupiter III
Avaaminen
Löytäjä Galileo Galilei
avauspäivämäärä 7. tammikuuta 1610 [1] [2] [3]
Orbitaaliset ominaisuudet
Perihelion 1 069 200 km
Aphelion 1 071 600 km
Periovy 1 069 200 km [comm. yksi]
Apoiovy 1 071 600 km [comm. 2]
Pääakseli  ( a ) 1 070 400 km [4]
Orbitaalin epäkeskisyys  ( e ) 0,0013 [4]
sideerinen ajanjakso 7,15455296 p  [ 4]
Kiertonopeus  ( v ) 10,880 km/s
Kaltevuus  ( i ) 0,20° (Jupiterin päiväntasaajalle) [4]
Kenen satelliitti Jupiter
fyysiset ominaisuudet
Keskisäde 2634,1 ± 0,3 km (0,413 Maa) [5]
Pinta-ala ( S ) 87,0 miljoonaa km 2 (0,171 Maa) [comm. 3]
Volyymi ( V ) 7,6⋅10 10  km 3 (0,0704 Maa) [comm. neljä]
Massa ( m ) 1,4819⋅10 23 kg (0,025 Maa) [5]
Keskimääräinen tiheys  ( ρ ) 1,936  g /cm3 [ 5 ]
Painovoiman kiihtyvyys päiväntasaajalla ( g ) 1,428  m/s2 ( 0,146  g ) [komm. 5]
Toinen pakonopeus  ( v 2 ) 2,741 km/s [comm. 6]
Kiertojakso  ( T ) synkronoitu (käännetty toiselta puolelta Jupiteriin)
Akselin kallistus 0–0,33° [6]
Albedo 0,43 ± 0,02 [7]
Näennäinen suuruus 4,61 ( opposition ) [7]
4,38 (vuonna 1951) [8]
Lämpötila
 
min. keskim. Max.
pinta ( K )
70 K
−203 °C [9]		 110 K
−163 °C [9]		 152 K
−121 °C [10]
Tunnelma
Ilmakehän paine jäljittää
Yhdiste: happi [11]
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa
Tietoja Wikidatasta  ?

Ganymede ( muinaiskreikaksi Γανυμήδης ) on yksi Jupiterin Galilean satelliiteista , seitsemäs etäisyydellä siitä kaikista sen satelliiteista [12] ja aurinkokunnan suurin satelliitti . Sen halkaisija on 5268 kilometriä, mikä on 2 % suurempi kuin Titanin (aurinkokunnan toiseksi suurimman satelliitin) ja 8 % suurempi kuin Merkuriuksen . Samaan aikaan Ganymeden massa on vain 45% Merkuriuksen massasta, mutta planeettojen satelliiteista se on ennätyskorkea. Ganymeden massa ylittää kuun 2,02 kertaa [13] [14] . Jupiterin ympäri noin seitsemässä päivässä kiertävä Ganymede osallistuu 1:2:4 kiertoradalle kahden muun kuunsa  , Europan ja Ion , kanssa .

Ganymede koostuu suunnilleen yhtä suuresta määrästä silikaattikiveä ja vesijäätä . Se on täysin erilainen runko, jossa on runsaasti rautaa sisältävä nestemäinen ydin . Oletettavasti sen suolistossa noin 200 km:n syvyydessä jääkerrosten välissä on nestemäisen veden valtameri [15] . Ganymeden pinnalla havaitaan kahdenlaisia ​​maisemia. Kolmannes kuun pinnasta on tummia alueita, joissa on törmäyskraattereita . Niiden ikä on neljä miljardia vuotta. Muualla alueella on nuorempia vaaleita alueita, joita peittävät vaot ja harjut. Kevyiden alueiden monimutkaisen geologian syyt eivät ole täysin selviä. Se liittyy luultavasti vuoroveden kuumenemisen aiheuttamaan tektoniseen aktiivisuuteen [5] .

Ganymede on aurinkokunnan ainoa kuu, jolla on oma magnetosfääri . Todennäköisimmin se syntyy konvektiosta runsaasti rautaa sisältävässä nesteytimessä [16] . Ganymeden pieni magnetosfääri sijaitsee Jupiterin paljon suuremmassa magnetosfäärissä ja muuttaa vain hieman sen kenttäviivaa. Satelliitilla on ohut ilmakehä, joka sisältää sellaisia ​​allotrooppisia hapen muunnelmia kuin O (atomihappi), O 2 (happi) ja mahdollisesti O 3 ( otsoni ) [11] . Atomivedyn (H) määrä ilmakehässä on mitätön . Onko Ganymedeellä ionosfääri , on epäselvää [17] .

Ganymeden löysi Galileo Galilei , joka näki sen 7. tammikuuta 1610 [1] [2] [3] . Pian Simon Marius ehdotti nimeämään hänet hovimestari Ganymeden [18] , Zeuksen rakastajan, kunniaksi . Ensimmäinen Ganymedea tutkinut avaruusalus oli Pioneer 10 vuonna 1973 [19] . Paljon yksityiskohtaisempia tutkimuksia suoritti Voyager - avaruusalus vuonna 1979. Jupiter-järjestelmää vuodesta 1995 lähtien tutkinut Galileo -avaruusalus on löytänyt maanalaisen valtameren ja Ganymeden magneettikentän. Vuonna 2012 Euroopan avaruusjärjestö hyväksyi uuden tehtävän tutkia Jupiterin jäisiä kuita , JUICE ; sen laukaisu on suunniteltu vuodelle 2022 ja saapuminen Jupiter-järjestelmään vuonna 2030.

Löytämisen ja nimeämisen historia

Galileo Galilei löysi Ganymeden 7. tammikuuta 1610 käyttämällä ensimmäistä kaukoputkeaan . Tänä päivänä Galileo näki 3 "tähteä" lähellä Jupiteria: Ganymede, Callisto ja "tähti", jotka myöhemmin osoittautuivat kahdeksi satelliitiksi - Europa ja Io (vasta seuraavana yönä niiden välinen kulmaetäisyys kasvoi tarpeeksi erillistä havainnointia varten) . 15. tammikuuta Galileo tuli siihen tulokseen, että kaikki nämä esineet ovat itse asiassa taivaankappaleita, jotka liikkuvat kiertoradalla Jupiterin ympärillä [1] [2] [3] . Galileo kutsui neljää löytämäänsä satelliittia "Medici-planeetoiksi" ja antoi niille sarjanumerot [18] .

Ranskalainen tähtitieteilijä Nicolas-Claude Fabry de Peyresque ehdotti, että satelliitit nimettäisiin neljän Medici -suvun jäsenen mukaan , mutta hänen ehdotustaan ​​ei hyväksytty [18] . Satelliitin löytämisestä väitti myös saksalainen tähtitieteilijä Simon Marius , joka tarkkaili Ganymedea vuonna 1609, mutta ei julkaissut tietoja ajoissa [20] [comm. 7] [21] . Marius yritti antaa kuiille nimet "Jupiterin Saturnus", "Jupiterin Jupiter" (se oli Ganymede), "Jupiterin Venus" ja "Jupiterin Merkurius", jotka eivät myöskään saaneet kiinni. Vuonna 1614 Johannes Kepleriä seuraten hän ehdotti heille uusia nimiä Zeuksen työtovereiden (mukaan lukien Ganymede) nimillä [18] [20] :

... Sitten oli Ganymede , kuningas Trosin kaunis poika , jonka Jupiter kotkan muodossa kidnappasi taivaaseen pitäen hänen selässään, kuten runoilijat upeasti kuvailevat ... Kolmas, koska kotkan majesteettisuus valo, Ganymedes... [22]

Alkuperäinen teksti  (lat.)[ näytäpiilottaa] [Iupiter] etiam impensius amavit Ganymedem puerum formosum, Trois Regis filium, adeo etiam ut assumptâ aquilæ figurâ, illum humeris impositum, in cœlum transportvit, prout fabulantur poetæ… Tertius ob luminis Majestatem [23] Majestatem Ganyme

Kuitenkin nimeä "Ganymede", kuten Mariuksen muille Galilean satelliiteille ehdottamia nimiä , käytettiin käytännössä vasta 1900-luvun puolivälissä, jolloin se yleistyi. Useimmissa aikaisemmassa tähtitieteellisessä kirjallisuudessa Ganymede on nimetty (Galileon esittämässä järjestelmässä) Jupiter III :ksi tai "Jupiterin kolmanneksi kuuksi". Saturnuksen satelliittien löytämisen jälkeen Jupiterin satelliitit alkoivat käyttää Keplerin ja Mariuksen ehdotuksiin perustuvaa merkintäjärjestelmää [18] . Ganymede on Jupiterin ainoa Galilean kuu, joka on nimetty mieshahmon mukaan - useiden kirjoittajien mukaan hän (kuten Io, Europa ja Callisto) oli Zeuksen rakas.

Kiinalaisten tähtitieteellisten tietojen mukaan vuonna 365 eKr. e. Gan Te löysi Jupiterin satelliitin paljaalla silmällä (todennäköisesti se oli Ganymede) [24] [25] .

Alkuperä ja evoluutio

Ganymede syntyi luultavasti akkretiolevystä tai kaasu- ja pölysumusta , joka ympäröi Jupiteria jonkin aikaa sen muodostumisen jälkeen [26] . Ganymeden muodostuminen kesti todennäköisesti noin 10 000 vuotta [27] (suuruusluokkaa vähemmän kuin Calliston arvio). Jupiterin sumu sisälsi todennäköisesti suhteellisen vähän kaasua Galilean satelliittien muodostumisen aikana, mikä saattaa selittää Calliston erittäin hitaan muodostumisen [26] . Ganymede muodostui lähemmäksi Jupiteria, missä sumu oli tiheämpi, mikä selittää sen nopeamman muodostumisen [27] . Se puolestaan ​​johti siihen, että lisääntymisen aikana vapautuva lämpö ei ehtinyt haihtua. Tämä on saattanut aiheuttaa jään sulamisen ja kiven irtoamisen siitä. Kivet asettuivat satelliitin keskelle muodostaen ytimen. Toisin kuin Ganymede, Calliston muodostumisen aikana lämpö ehti poistua, jää sen syvyyksissä ei sulanut eikä erilaistumista tapahtunut [28] . Tämä hypoteesi selittää, miksi Jupiterin kaksi kuuta ovat niin erilaisia ​​huolimatta samanlaisista massoista ja koostumuksista [28] [29] . Vaihtoehtoisten teorioiden mukaan Ganymeden korkeampi sisäinen lämpötila johtuu vuoroveden kuumenemisesta [30] tai voimakkaammasta altistumisesta myöhäiselle raskaalle pommitukselle [31] [32] [33] .

Ganymeden ydin säilytti muodostumisen jälkeen suurimman osan kertymisen ja erilaistumisen aikana kertyneestä lämmöstä. Se vapauttaa tämän lämmön hitaasti jäiseen vaippaan toimien eräänlaisena lämpöpatterina [28] . Vaippa puolestaan ​​siirtää tämän lämmön pintaan konvektiolla [29] . Radioaktiivisten alkuaineiden hajoaminen ytimessä lämmitti sitä edelleen, mikä aiheutti edelleen erilaistumista: muodostui raudasta ja rautasulfidista koostuva sisäydin ja silikaattivaippa [28] [34] . Näin Ganymedesta tuli täysin erilaistunut ruumis. Vertailun vuoksi erilaistumattoman Calliston radioaktiivinen kuumeneminen aiheutti vain konvektiota sen jäässä, mikä jäähdytti niitä tehokkaasti ja esti jään laajamittaisen sulamisen ja nopean erilaistumisen [35] . Konvektioprosessi Callistossa aiheutti vain osittaisen kivien irtautumisen jäästä [35] . Tällä hetkellä Ganymede jatkaa hitaasti jäähtymistä [34] . Ytimestä ja silikaattivaipasta tuleva lämpö mahdollistaa maanalaisen valtameren olemassaolon [36] , ja raudan ja rauta(II)sulfidin nesteytimen hidas jäähtyminen aiheuttaa konvektiota ja ylläpitää magneettikentän muodostumista [34] . . Nykyinen lämpövirta Ganymeden suolistosta on todennäköisesti suurempi kuin Calliston [28] .

Rata ja kierto

Ganymede sijaitsee 1 070 400 kilometrin etäisyydellä Jupiterista, joten se on kolmanneksi kaukaisin Galilean satelliitti [12] . Häneltä kestää seitsemän päivää ja kolme tuntia tehdä täydellinen vallankumous Jupiterin ympäri. Kuten useimmat tunnetut satelliitit, Ganymeden kierto on synkronoitu Jupiterin pyörimiseen, ja se on aina samalla puolella planeettaa päin [37] . Sen kiertoradalla on pieni kaltevuus Jupiterin päiväntasaajaan nähden ja epäkeskisyys , joka vaihtelee lähes jaksoittain auringon ja planeettojen aiheuttamien maallisten häiriöiden vuoksi. Epäkeskisyys vaihtelee välillä 0,0009–0,0022 ja kaltevuus 0,05°–0,32° [38] . Nämä kiertoradan värähtelyt saavat pyörimisakselin (tämän akselin ja kiertoradan tasoon nähden kohtisuoran välisen kulman) kaltevuuden muuttumaan 0:sta 0,33°:een [6] .

Ganymede on kiertoradalla resonanssissa Europan ja Ion kanssa: jokaista Ganymeden kierrosta kohti planeetan ympärillä on kaksi Europan ja neljä Ion kierrosta [38] [39] . Lähin lähestyminen Ion ja Europan välillä tapahtuu, kun Io on periapsiksessa ja Europa apoapsissa . Eurooppa lähestyy Ganymedea ja on sen keskipisteessä [38] . Siten kaikkien näiden kolmen satelliitin asettaminen yhdeksi riviksi on mahdotonta. Tällaista resonanssia kutsutaan Laplacen resonanssiksi [40] .

Moderni Laplace-resonanssi ei pysty lisäämään Ganymeden kiertoradan eksentrisyyttä [40] . Epäkeskisyyden nykyinen arvo on noin 0,0013, mikä voi olla seurausta sen lisääntymisestä menneiden aikakausien resonanssista [39] . Mutta jos se ei kasva tällä hetkellä, herää kysymys, miksi se ei ole palautunut nollaan Ganymeden syvyyksissä tapahtuneen vuorovesienergian hajoamisen vuoksi [40] . Ehkä viimeinen eksentrinen kasvu tapahtui äskettäin - useita satoja miljoonia vuosia sitten [40] . Koska Ganymeden kiertoradan epäkeskisyys on suhteellisen alhainen (keskimäärin 0,0015) [39] , tämän satelliitin vuoroveden kuumeneminen on nyt merkityksetöntä [40] . Kuitenkin aiemmin Ganymede on voinut käydä läpi Laplacen kaltaisen resonanssin yhden tai useamman kerran, mikä kykeni nostamaan kiertoradan epäkeskisyyden arvoihin 0,01-0,02 [5] [40] . Tämä todennäköisesti aiheutti Ganymeden sisäosien merkittävää vuorovesilämpenemistä, mikä olisi voinut aiheuttaa tektonista toimintaa, joka muodosti epätasaisen maiseman [5] [40] .

Ion, Europan ja Ganymeden Laplace-resonanssin alkuperästä on olemassa kaksi hypoteesia: se on ollut olemassa aurinkokunnan ilmestymisestä lähtien [41] tai että se ilmestyi myöhemmin. Toisessa tapauksessa seuraava tapahtumien kehitys on todennäköistä: Io nosti vuorovesi Jupiterilla, mikä johti siihen, että hän siirtyi pois hänestä, kunnes hän joutui 2:1-resonanssiin Europan kanssa; sen jälkeen Ion kiertoradan säde jatkoi kasvuaan, mutta osa kulmaliikemäärästä siirtyi Europaan ja se myös siirtyi pois Jupiterista; prosessi jatkui, kunnes Europa joutui 2:1 resonanssiin Ganymeden kanssa [40] . Lopulta näiden kolmen satelliitin kiertoradan säteet saavuttivat Laplacen resonanssia vastaavat arvot [40] .

Fyysiset ominaisuudet

Koko

Ganymede on aurinkokunnan suurin ja massiivisin kuu. Sen halkaisija (5268 km) on 41 % maan halkaisijasta , 2 % suurempi kuin Saturnuksen satelliitin Titanin (toiseksi suurimman satelliitin), 8 % suurempi kuin Merkuriuksen halkaisija, 9 % Calliston, 45 % Ion ja 51. % suurempi kuin Kuu. Sen massa on 10 % suurempi kuin Titaanin, 38 % suurempi kuin Calliston, 66 % suurempi kuin Ion massa ja 2,02 kertaa Kuun massa.

Koostumus

Ganymeden keskimääräinen tiheys on 1,936 g/cm3 . Oletettavasti se koostuu yhtä suuresta osasta kiviä ja vettä (enimmäkseen jäässä) [5] . Jään massaosuus on 46-50 %, mikä on hieman pienempi kuin Callistossa [42] . Joitakin haihtuvia kaasuja, kuten ammoniakkia [36] [42] , voi olla jäässä . Ganymeden kivien tarkkaa koostumusta ei tunneta, mutta se on todennäköisesti lähellä tavallisten L- ja LL-ryhmien kondriittien koostumusta, jotka eroavat H-kondriiteista alhaisemmalla kokonaisrautapitoisuudellaan, pienemmällä metallisen rautapitoisuudellaan jne. rautaoksidi. Raudan ja piin massojen suhde Ganymedeessä on 1,05-1,27 (vertailun vuoksi, se on 1,8 Auringossa ).

Ganymeden pinnan albedo on noin 43 % [43] . Vesijäätä on lähes koko pinnalla ja sen massaosuus vaihtelee välillä 50–90 % [5] , mikä on paljon suurempi kuin Ganymedeessä kokonaisuudessaan. Lähi-infrapunaspektroskopia osoitti laajoja vesijään absorptiovyöhykkeitä aallonpituuksilla 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 ja 3,0 µm [43] . Vaaleat alueet ovat vähemmän tasaisia ​​ja niissä on enemmän jäätä kuin tummat [44] . Galileo -avaruusaluksella ja maanpäällisillä instrumenteilla saadut korkearesoluutioiset ultravioletti- ja lähi - infrapuna - analyysit osoittivat muiden aineiden läsnäolon: hiilidioksidia , rikkidioksidia ja mahdollisesti syanidia , rikkihappoa ja erilaisia ​​orgaanisia yhdisteitä [5] [45 ] ] . Galileo-operaation tulosten mukaan pinnalla oletetaan olevan tietty määrä toliineja [46] . Galileon tulokset osoittivat myös magnesiumsulfaatin (MgSO 4 ) ja mahdollisesti natriumsulfaatin (Na 2 SO 4 ) läsnäolon Ganymeden pinnalla [37] [47] . Nämä suolat ovat saattaneet muodostua maanalaisessa valtameressä [47] .

Ganymeden pinta on epäsymmetrinen. Etupuolipallo (käännettynä satelliitin kiertoradan suuntaan) on kevyempi kuin perään [43] . Europalla tilanne on sama, mutta Callistolla päinvastoin [43] . Ganymeden takapuoliskolla näyttää olevan enemmän rikkidioksidia [48] [49] . Hiilidioksidin määrä on sama molemmilla pallonpuoliskoilla, mutta se puuttuu napojen läheltä [45] [50] . Ganymeden törmäyskraatterit (paitsi yksi) eivät osoita hiilidioksidirikastumista, mikä myös erottaa tämän satelliitin Callistosta. Ganymeden maanalaiset hiilidioksidivarat olivat todennäköisesti lopussa [50] .

Sisäinen rakenne

Oletettavasti Ganymede koostuu kolmesta kerroksesta: sulasta rauta- tai rautasulfidiytimestä , silikaattivaipasta ja ulommasta jääkerroksesta [5] [51] , jonka paksuus on 900–950 kilometriä. Tätä mallia tukee pieni hitausmomentti , joka mitataan Ganymeden "Galileon" ohilennolla - (0,3105 ± 0,0028) × mr 2 [5] [51] (homogeenisen pallon hitausmomentti on 0,4 × mr 2 , ja kertoimen pienempi arvo tässä kaavassa osoittaa, että tiheys kasvaa syvyyden myötä). Ganymedessa tämä kerroin on pienin aurinkokunnan kiinteistä kappaleista, mikä osoittaa sen suoliston selvän kerrostumisen . Sulan raudan ytimen olemassaolo tarjoaa luonnollisen selityksen Ganymeden omalle magneettikentälle , jonka Galileo löysi [34] . Konvektio sulassa raudassa, jolla on korkea sähkönjohtavuus , on järkevin selitys magneettikentän alkuperälle [16] .

Ganymeden sisätilojen eri kerrosten tarkka paksuus riippuu silikaattien koostumuksen hyväksytystä arvosta ( oliviinin ja pyrokseenien suhteet ) sekä ytimen rikin määrästä [42] [51] . Ytimen säteen todennäköisin arvo on 700–900 km ja jäävaipan ulomman paksuus 800–1000 km . Loppuosa säteestä osuu silikaattivaippaan [29] [34] [51] [52] . Ytimen tiheys on oletettavasti 5,5–6 g/cm 3 ja silikaattivaipan 3,4–3,6 g/cm 3 [34] [42] [51] [52] . Jotkut Ganymeden magneettikentän generointimallit vaativat kiinteän puhtaan raudan ytimen Fe- ja FeS-nesteytimen sisällä, mikä on samanlainen kuin Maan ytimen rakenne . Tämän ytimen säde voi olla 500 kilometriä [34] . Ganymeden ytimen lämpötila on oletettavasti 1500–1700 K ja paine jopa 10 GPa [34] [51] .

Ganymeden magneettikentän tutkimukset osoittavat, että sen pinnan alla voi olla nestemäisen veden valtameri [15] [16] . NASAn Jet Propulsion Laboratoryn vuonna 2014 suorittama satelliitin sisäpuolen numeerinen mallinnus osoitti, että tämä valtameri on todennäköisesti monikerroksinen: nestemäisiä kerroksia erottavat erityyppiset jääkerrokset ( jää Ih , III , V , VI ). Nestemäisten välikerrosten lukumäärä saattaa olla 4; niiden suolapitoisuus kasvaa syvyyden myötä [53] [54] .

Pinta

Ganymeden pinta on sekoitus kahden tyyppisiä laikkuja: hyvin vanhoja, voimakkaasti kraatteroituja tummia alueita ja hieman nuorempia (mutta silti ikivanhoja) vaaleita alueita, jotka peittyvät uurteiden, urien ja harjanteiden peitossa. Pinnan tummat alueet kattavat noin 1/3 koko pinta-alasta [56] ja sisältävät savea ja orgaanista ainetta, mikä saattaa heijastaa niiden planetesimaalien koostumusta, joista Jupiterin kuut muodostuivat [57] .

Vielä ei tiedetä, mikä aiheutti Ganymeden uritetun pinnan muodostamiseen tarvittavan lämmityksen. Nykyaikaisten käsitteiden mukaan tällainen pinta on seurausta tektonisista prosesseista [5] . Kryovulkanismilla uskotaan olevan vähäinen rooli, jos ollenkaan [5] . Voimat, jotka aiheuttivat Ganymeden litosfäärissä voimakkaita jännityksiä, jotka ovat välttämättömiä tektonisille liikkeille, voivat liittyä menneisyyteen vuorovesikuumenemiseen, joka on saattanut johtua epävakaista kiertoradan resonansseista , joiden läpi satelliitti kulki [5] [58] . Jään vuoroveden muodonmuutos saattoi lämmittää Ganymeden suolistoa ja aiheuttaa jännityksiä litosfääriin, mikä johti halkeamien, horstien ja grabenien ilmaantumista . Samaan aikaan vanha tumma pinta pyyhkiytyi pois 70 %:lta satelliitin alueesta [5] [59] . Juovapinnan muodostuminen voidaan myös liittää satelliitin ytimen varhaiseen muodostumiseen ja sen sisäpuolen myöhempään vuorovesikuumenemiseen, mikä puolestaan ​​aiheutti Ganymeden kasvun 1–6 % lämpölaajenemisen ja faasimuutosten vuoksi. jäässä [5] . Mahdollisesti myöhemmän evoluution aikana kuumennetun veden pilviä nousivat ytimestä pintaan aiheuttaen litosfäärin muodonmuutoksia [60] . Todennäköisin nykyaikainen lämmönlähde satelliitin suolistossa on radioaktiivinen lämmitys , joka voi (ainakin osittain) varmistaa vedenalaisen valtameren olemassaolon. Mallintaminen osoittaa, että jos Ganymeden kiertoradan epäkeskisyys olisi suuruusluokkaa suurempi kuin nykyinen (ja tämä on saattanut olla menneisyydessä), vuoroveden kuumennus voisi olla voimakkaampaa kuin radioaktiivinen [61] .

Molempien tyyppien pinnalla on törmäyskraattereita, mutta tummilla alueilla niitä on erityisen paljon: nämä alueet ovat täynnä kraattereita ja ilmeisesti niiden kohouma muodostui pääasiassa törmäyksistä [5] . Kirkkailla uurteisilla alueilla on paljon vähemmän kraattereita, eikä niillä ollut merkittävää roolia kohokuvioidensa kehittymisessä [5] . Pimeiden alueiden kraatteritiheys viittaa 4 miljardin vuoden ikään (kuten Kuun manneralueilla ). Vaaleat alueet ovat nuorempia, mutta kuinka paljon, on epäselvää [62] . Ganymeden (samoin kuin Kuun) pinnan kraatterit saavuttivat erityisen voimakkuuden noin 3,5-4 miljardia vuotta sitten [62] . Jos nämä tiedot pitävät paikkansa, niin suurin osa törmäyskraatereista on tuolta aikakaudelta, ja sen jälkeen niiden määrä on kasvanut merkityksettömästi [14] . Jotkut kraatterit kulkevat uurteiden yli, ja jotkut ovat muodostuneet vakojen päälle. Tämä viittaa siihen, että jotkut uurteet ovat melko vanhoja. Paikoin on suhteellisen nuoria kraattereita, joista säteilee ejecta-säteitä [14] [63] . Ganymeden kraatterit ovat litteämpiä kuin Merkuriuksen tai Kuun kraatterit. Tämä johtuu luultavasti Ganymeden jäisen kuoren hauraudesta, joka voi (tai voisi) litistää painovoiman vaikutuksesta. Muinaiset kraatterit, jotka ovat lähes kokonaan litistyneet (eräänlainen kraatterien "haamu") tunnetaan palimpsesteina [14] ; yksi Ganymeden suurimmista palimpsesteista on Memphisin facula , jonka halkaisija on 360 km.

Yksi Ganymeden merkittävimmistä georakenteista on pimeä alue, jota kutsutaan Galilean alueeksi , jossa näkyy monisuuntaisten uurteiden verkosto. Todennäköisesti tämä alue johtuu satelliitin nopeasta geologisesta aktiivisuudesta [64] .

Ganymedeellä on napajääpeitteitä, joiden uskotaan olevan vesiroudosta. Ne kattavat yli 40°:n leveysasteet [37] . Napahatut havaittiin ensimmäisen kerran Voyager - avaruusaluksen ohilennon aikana. Ne muodostuvat todennäköisesti vesimolekyyleistä, jotka putoavat pois pinnasta, kun niitä pommitetaan plasmahiukkasilla. Tällaiset molekyylit voivat siirtyä korkeille leveysasteille matalilta leveysasteilta lämpötilaerojen vuoksi tai ne voivat olla peräisin itse napa-alueilta. Laskelmien ja havaintojen tulosten perusteella voimme päätellä, että jälkimmäinen on totta [65] . Oman magnetosfäärinsä läsnäolo Ganymedessa johtaa siihen, että varautuneet hiukkaset pommittavat intensiivisesti vain heikosti suojattuja - napaisia ​​- alueita. Syntynyt vesihöyry laskeutuu pääasiassa näiden samojen alueiden kylmimpiin paikkoihin [65] .

Ilmakehä ja ionosfääri

Vuonna 1972 ryhmä intialaisia, brittiläisiä ja amerikkalaisia ​​tähtitieteilijöitä, jotka työskentelevät Indonesian Bossa-observatoriossa , raportoi ohuen ilmakehän löydön satelliitin ympäriltä tarkkaillessaan sen peittymistä tähteen [66] . He arvioivat ilmakehän pintapaineeksi 0,1 Pa [66] . Kuitenkin vuonna 1979 Voyager 1 -avaruusalus havaitsi Ganymeden peittämän tähden ( κ Centauri ) ja sai ristiriitaisia ​​tuloksia [67] . Nämä havainnot tehtiin kaukaisessa ultraviolettisäteilyssä alle 200 nm :n aallonpituuksilla , ja ne olivat paljon herkempiä kaasujen läsnäololle kuin vuoden 1972 näkyvän valon mittaukset . Voyagerin anturit eivät havainneet ilmakehää. Yläpitoisuusraja osoittautui tasolle 1,5⋅10 9 hiukkasta/cm 3 , mikä vastaa alle 2,5 µPa:n pintapainetta [67] . Ja tämä on lähes 5 suuruusluokkaa vähemmän kuin vuoden 1972 arvio [67] .

Vuonna 1995 Ganymeden läheltä löydettiin erittäin heikko happiatmosfääri ( eksosfääri ) , joka on hyvin samanlainen kuin Europan lähellä . Nämä tiedot hankittiin Hubble Telescopella (HST) [11] [68] . Hän onnistui erottamaan atomihapen heikon hehkun kaukaa ultraviolettisäteilystä (aallonpituuksilla 130,4 nm ja 135,6 nm). Tällainen hehku syntyy, kun molekyylihappi hajoaa atomeiksi törmäyksessä elektronien kanssa [11] , mikä on varsin vakuuttava vahvistus O 2 -molekyylien neutraalin ilmakehän olemassaolosta . Sen pitoisuus on luultavasti välillä 1,2⋅10 8 -7⋅108 hiukkasta / cm 3 , mikä vastaa 0,2-1,2 µPa :n pintapainetta [11] [i] . Nämä arvot ovat yhdenmukaisia ​​Voyagerin vuonna 1981 asettaman ylärajan kanssa. Happi ei ole todiste elämän läsnäolosta kumppanissa. Sen uskotaan tapahtuvan, kun Ganymeden pinnalla oleva vesijää hajoaa vedyksi ja hapeksi säteilyn vaikutuksesta (vety poistuu nopeammin pienen atomimassansa vuoksi) [68] . Ganymeden ilmapiirin hehku, kuten Europa, ei ole tasaista. HST havaitsi kaksi kirkasta täplää pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla lähellä ±50° leveysasteita, mikä vastaa tarkasti Ganymeden magnetosfäärin suljetun ja avoimen viivan välistä rajaa (katso alla) [69] . Kirkkaat pisteet ovat mahdollisesti revontulia, jotka aiheutuvat plasman virtauksesta satelliitin avoimia magneettikenttälinjoja pitkin [70] .

Neutraalin ilmakehän olemassaolo merkitsee myös ionosfäärin olemassaoloa satelliitin ympärillä , koska happimolekyylit ionisoituvat törmäyksissä magnetosfääristä tulevien nopeiden elektronien [71] ja auringon kovan ultraviolettisäteilyn [17] kanssa . Ganymeden ionosfäärin luonne on kuitenkin yhtä kiistanalainen kuin ilmakehän luonne. Jotkut Galileon mittaukset osoittivat lisääntynyttä elektronien tiheyttä satelliitin lähellä, mikä osoittaa ionosfäärin olemassaolon, kun taas toiset yritykset korjata se epäonnistuivat [17] . Elektronipitoisuus lähellä pintaa vaihtelee eri arvioiden mukaan välillä 400-2500 cm – 3 [17] . Vuodelle 2008 Ganymeden mahdollisen ionosfäärin parametreja ei ole vahvistettu.

Lisäosoitus Ganymeden happiatmosfäärin olemassaolosta on sen pinnalla jääksi jäätyneiden kaasujen havaitseminen spektritiedoista. Otsonin (O 3 ) absorptiovyöhykkeiden löydöstä raportoitiin vuonna 1996 [72] . Vuonna 1997 spektrianalyysi paljasti dimeerisen (tai diatomisen ) hapen absorptioviivoja . Tällaisia ​​absorptioviivoja voi esiintyä vain, jos happi on tiheässä faasissa. Paras selitys on, että molekyylihappi jäätyy jääksi. Dimeeristen absorptiovyöhykkeiden syvyys riippuu leveys- ja pituusasteesta (mutta ei pinnan albedosta ) - niillä on taipumus pienentyä leveysasteen mukaan, kun taas O 3 :n trendi on päinvastainen [73] . Laboratoriokokeiden avulla on voitu todeta, että Ganymeden pinnalle ominaisessa 100 K:n lämpötilassa O 2 liukenee jäähän, eikä keräänny kupliin [74] .

Löytettyään natriumin Europan ilmakehästä tutkijat alkoivat etsiä sitä Ganymeden ilmakehästä. Vuonna 1997 kävi selväksi, että sitä ei ollut siellä (tarkemmin sanottuna vähintään 13 kertaa vähemmän kuin Euroopassa). Tämä voidaan selittää sen puutteella pinnalla tai sillä, että Ganymeden magnetosfääri estää varautuneita hiukkasia lyömästä sitä ulos [75] . Ganymeden ilmakehässä on havaittu muun muassa atomivetyä . Se havaittiin jopa 3000 kilometrin etäisyydellä satelliitin pinnasta. Sen pitoisuus lähellä pintaa on noin 1,5⋅10 4 cm −3 [76] .

Magnetosfääri

Vuodesta 1995 vuoteen 2000 Galileo-avaruusalus teki kuusi lähilentoa Ganymeden lähellä (G1, G2, G7, G8, G28 ja G29) [16] ja havaitsi, että Ganymedellä on melko voimakas magneettikenttä ja jopa oma magnetosfääri , joka on riippumaton Jupiterista. magneettikenttä [77] [78] . Magneettisen momentin suuruus on 1,3 × 10 13 T m 3 [16] , mikä on kolme kertaa suurempi kuin Merkuriuksen . Magneettisen dipolin akseli on kalteva 176° Ganymeden pyörimisakseliin nähden, mikä tarkoittaa, että se on suunnattu Jupiterin magneettista momenttia vastaan ​​[16] . Ganymeden pohjoinen magneettinapa on kiertoradan tason alapuolella. Vakiomagneettisen momentin synnyttämän dipolimagneettikentän induktio satelliitin päiväntasaajalla on 719 ± 2 nT [16] (vertailun vuoksi Jupiterin magneettikentän induktio Ganymeden etäisyydellä on 120 nT ) [78] . Ganymeden ja Jupiterin magneettikenttien vastakkainen suunta mahdollistaa magneettisen uudelleenkytkennän . Ganymeden oman magneettikentän induktio sen navoissa on kaksi kertaa suurempi kuin päiväntasaajalla ja on yhtä suuri kuin 1440 nT [16] .

Ganymede on aurinkokunnan ainoa kuu, jolla on oma magnetosfääri. Se on hyvin pieni ja on upotettu Jupiterin magnetosfääriin [78] . Sen halkaisija on noin 2–2,5 kertaa Ganymeden [77] halkaisija (joka on 5268 km) [79] . Ganymeden magnetosfäärissä on suljettujen kenttälinjojen alue alle 30 asteen leveysasteen, johon varautuneet hiukkaset ( elektroneja ja ioneja ) jäävät loukkuun muodostaen eräänlaisen säteilyvyöhykkeen [79] . Magnetosfäärin pääasialliset ionityypit ovat happi-ionit O + [80] , mikä on hyvin sopusoinnussa satelliitin harvennetun happiatmosfäärin kanssa. Napa-alueiden yläpuolella leveysasteilla yli 30° magneettikenttäviivat eivät ole suljettuja ja yhdistävät Ganymeden Jupiterin ionosfääriin [79] . Näiltä alueilta on löydetty korkeaenergisiä elektroneja ja ioneja (kymmeniä ja satoja kiloelektronivoltteja) [71] , jotka voivat aiheuttaa Ganymeden napojen ympärillä havaittuja revontulia [69] . Lisäksi kuun napapinnalle kertyy jatkuvasti raskaita ioneja, jotka jauhavat ja tummuvat jäätä [71] .

Ganymeden magnetosfäärin ja Jovian plasman välinen vuorovaikutus muistuttaa monessa suhteessa aurinkotuulen ja Maan magnetosfäärin välistä vuorovaikutusta [79] [81] . Plasma pyörii yhdessä Jupiterin kanssa ja törmää Ganymeden magnetosfääriin sen takapuolella, samoin kuin aurinkotuuli Maan magnetosfääriin. Suurin ero on plasmavirtauksen nopeus: yliääninen Maan tapauksessa ja aliääninopeus Ganymeden tapauksessa. Tästä syystä Ganymeden magneettikentässä ei ole iskuaaltoa hidastuneelta puolelta [81] .

Magneettimomentin lisäksi Ganymedellä on indusoitu dipolimagneettikenttä [16] . Se johtuu Jupiterin magneettikentän muutoksista satelliitin lähellä. Indusoitunut dipolimomentti on suunnattu Jupiteriin tai siitä poispäin ( Lenzin säännön mukaan ). Ganymeden indusoitu magneettikenttä on suuruusluokkaa heikompi kuin sen oma. Sen induktio magneettisella päiväntasaajalla on noin 60 nT (kaksi kertaa vähemmän kuin Jupiterin kentänvoimakkuus samassa paikassa [16] ). Ganymeden indusoitu magneettikenttä muistuttaa samanlaisia ​​Calliston ja Europan kenttiä ja osoittaa, että tällä satelliitilla on myös vedenalainen valtameri, jolla on korkea sähkönjohtavuus [16] .

Koska Ganymede on täysin erilaistunut ja siinä on metallinen ydin [5] [34] , sen jatkuva magneettikenttä syntyy luultavasti samalla tavalla kuin maan: sähköä johtavan aineen liikkeen seurauksena sisätiloissa [16] [34 ] ] . Jos magneettikentän aiheuttaa magnetohydrodynaaminen vaikutus [16] [82] , niin tämä on todennäköisesti seurausta erilaisten aineiden konvektiivisesta liikkeestä ytimessä [34] .

Rautaytimen läsnäolosta huolimatta Ganymeden magnetosfääri on edelleen mysteeri, varsinkin kun muissa vastaavissa kappaleissa sitä ei ole [5] . Joistakin tutkimuksista seuraa, että niin pienen ytimen pitäisi olla jo jäähtynyt pisteeseen, jossa nesteen liikkuminen ja magneettikentän ylläpitäminen on mahdotonta. Yksi selitys on, että kenttä on säilynyt samojen kiertoradan resonanssien ansiosta, jotka johtivat monimutkaiseen pinnan kohokuvioon: kiertoradan resonanssin aiheuttaman vuorovesikuumenemisen vuoksi vaippa suojasi ydintä jäähtymiseltä [59] . Toinen selitys on vaipan silikaattikivien jäännösmagnetoituminen, mikä on mahdollista, jos satelliitilla olisi aiemmin ollut voimakkaampi kenttä [5] .

Exploring

Jupiteria (kuten kaikkia muitakin kaasuplaneettoja ) tutkivat tarkoituksellisesti yksinomaan NASAn planeettojen väliset asemat . Useat avaruusalukset ovat tutkineet Ganymedea läheltä, mukaan lukien neljä ohilentoa 1970-luvulla ja useita ohituksia 1990-luvulta 2000-luvulle.

Ensimmäiset valokuvat Ganymedesta avaruudesta otettiin Pioneer 10 :llä Jupiterilla joulukuussa 1973 ja Pioneer 11 :llä vuonna 1974 [19] . Niiden ansiosta saatiin tarkempaa tietoa satelliitin fyysisistä ominaisuuksista (esimerkiksi Pioneer-10 määritti sen mitat ja tiheyden). Heidän kuvissaan näkyy niinkin pieniä yksityiskohtia kuin 400 km [83] [84] . Pioneer 10:n lähin lähestyminen oli 446 250 kilometriä [85] .

Maaliskuussa 1979 Voyager 1 ohitti Ganymeden 112 000 kilometrin etäisyydeltä ja heinäkuussa Voyager 2 50 000 kilometrin etäisyydeltä. He lähettivät korkealaatuisia kuvia satelliitin pinnasta ja suorittivat sarjan mittauksia. Erityisesti he määrittelivät sen koon, ja kävi ilmi, että se on aurinkokunnan suurin satelliitti (aiemmin Saturnuksen kuuta Titania pidettiin suurimpana ) [ 86 ] . Nykyiset hypoteesit satelliitin geologiasta ovat peräisin Voyagerin tiedoista [ 87 ] .

Joulukuusta 1995 syyskuuhun 2003 Galileo tutki Jupiter-järjestelmää . Tänä aikana hän lähestyi Ganymedea kuusi kertaa [37] . Jännitevälien nimet ovat G1, G2, G7, G8, G28 ja G29 [16] . Lähimmän lennon (G2) aikana Galileo kulki 264 kilometriä pinnastaan ​​[16] ja välitti siitä paljon arvokasta tietoa, mukaan lukien yksityiskohtaiset valokuvat. G1:n ohilennolla vuonna 1996 Galileo löysi magnetosfäärin lähellä Ganymedettä [88] ja vuonna 2001 maanalaisen valtameren [16] [37] . Galileo-tietojen ansiosta oli mahdollista rakentaa suhteellisen tarkka malli satelliitin sisäisestä rakenteesta. Galileo lähetti myös suuren määrän spektrejä ja havaitsi Ganymeden pinnalta useita ei-jäätiköitä [45] .

New Horizons -avaruusalus matkalla Plutoon vuonna 2007 lähetti näkyviä ja infrapunavalokuvia Ganymedesta sekä toimitti topografisia tietoja ja kokoonpanokartan [89] [90] .

NASAn Juno - avaruusalus, joka on ollut Jupiterin kiertoradalla vuodesta 2016, ei käytännössä tee satelliittitutkimusta. Tästä huolimatta laite lensi kesäkuussa 2021 lähellä Ganymedea vastaanottaen korkearesoluutioisia valokuvia satelliitista.

Viime vuosina on ehdotettu useita Ganymeden ja muiden Jupiterin Galilean kuuiden tutkimiseen tähtääviä suunnitelmia, jotka kuitenkin joko peruttiin tai siirrettiin määräämättömäksi ajaksi (joiden joukossa NASA :n , ESAn , Roscosmosin ja JAXAn yhteinen Europa Jupiter System Mission -ohjelma , jonka puitteissa suunniteltiin lähettää useita laitteita vuoden 2020 tienoilla). Tällä hetkellä (2019) Euroopan avaruusjärjestö , johon osallistuu JAXA , työskentelee Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) -avaruusaluksella tutkiakseen Jupiteria, Ganymedea, Callistoa ja vähemmässä määrin Eurooppaa. Laukaisu on suunniteltu vuodelle 2022, saapuminen Jupiter-järjestelmään - vuonna 2030, saapuminen Ganymeden kiertoradalle - vuonna 2033 [91] . NASA puolestaan ​​kehittää Europa Clipper -laitetta tutkiakseen Eurooppaa (jota Ganymedeen verrattuna Jupiterin säteilyvyöt vaikeuttavat suuresti).

Shadow of Ganymede

Hubble -teleskooppi kuvasi 21. huhtikuuta 2014 Ganymeden varjon suurella punaisella pisteellä , jolloin se näytti silmältä [92] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Perioviumia löytyy puolipääakselia a ja epäkeskisyyttä e pitkin :
  2. ↑ Apoioviumia löytyy puolipääakselia a ja epäkeskisyyttä e pitkin :
  3. ↑ Pinta-ala laskettu kaavalla
  4. ↑ Tilavuus lasketaan kaavalla
  5. ↑ Painovoiman aiheuttama kiihtyvyys lasketaan massasta m , gravitaatiovakiosta G ja säteestä ( r ):
  6. ↑ Toinen avaruusnopeus lasketaan massasta m , gravitaatiovakiosta G ja säteestä r :
  7. ↑ Mariuksen Mundus Iovialis anno MDCIX Detectus Ope Perspicilli Belgici kuvaa vuonna 1609 tehdyt havainnot, ja se julkaistiin vasta vuonna 1614.

Lähteet

  1. ↑ 1 2 3 Galilei G. Sidereus Nuncius (kääntäjä Edward Carlos ja toimittanut Peter Barker) . - Byzantium Press, 2004 (alkuperäinen 1610).
  2. ↑ 1 2 3 Wright, Ernie Galileon ensimmäiset havainnot Jupiterista (linkki ei saatavilla) . Oklahoman yliopiston tiedehistoria. Käyttöpäivä: 13. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. 
  3. ↑ 1 2 3 NASA: Ganymede (linkki ei saatavilla) . Solarsystem.nasa.gov (29. syyskuuta 2009). Käyttöpäivä: 8. maaliskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. 
  4. ↑ 1 2 3 4 Planeettasatelliitin keskimääräiset kiertoradan parametrit . Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 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. Galilean satelliitit   // Tiede . - 1999. - Voi. 286 , nro. 5437 . - s. 77-84 . - doi : 10.1126/tiede.286.5437.77 . — PMID 10506564 . Arkistoitu 1. lokakuuta 2020.
  6. ↑ 1 2 Bills, Bruce G. Jupiterin Galilean satelliittien vapaat ja pakotetut vinot   // Icarus . — Elsevier , 2005. — Voi. 175 , no. 1 . - s. 233-247 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.028 . - .
  7. ↑ 1 2 Yeomans, Donald K. Planeettasatelliitin fyysiset parametrit . JPL Solar System Dynamics (13. heinäkuuta 2006). Haettu 5. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 18. tammikuuta 2010.
  8. ↑ Yeomans ja Chamberlin. Horizon Online Ephemeris System for Ganymede (Major Body 503) . California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory. Haettu 14. huhtikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. (4.38, 1951-10-03)
  9. ↑ 1 2 Delitsky, Mona L. Galilean satelliittien jääkemia  //  Journal of Geophysical Research. - 1998. - Voi. 103 , no. E13 . - P. 31391-31403 . - doi : 10.1029/1998JE900020 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
  10. ↑ Orton, GS Galileo Jupiterin ja Galilean satelliittien fotopolarimetri-radiometrihavainnot   // Tiede . - 1996. - Voi. 274 , nro. 5286 . - s. 389-391 . - doi : 10.1126/tiede.274.5286.389 . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 5 Hall, DT The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1998. - Voi. 499 , no. 1 . - s. 475-481 . - doi : 10.1086/305604 . - .
  12. ↑ 1 2 Jupiterin kuut (linkki ei saatavilla) . Planeettayhdistys . Haettu 7. joulukuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. 
  13. ↑ Ganymede-tietolehti . www2.jpl.nasa.gov. Käyttöpäivä: 14. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  14. ↑ 1 2 3 4 Ganymede . nineplanets.org (31. lokakuuta 1997). Haettu 27. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  15. ↑ 1 2 Aurinkokunnan suurimmalla kuulla on todennäköisesti piilotettu valtameri . Jet Propulsion Laboratory . NASA (16. joulukuuta 2000). Käyttöpäivä: 11. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Kivelson, MG Ganymeden pysyvät ja induktiiviset magneettiset hetket   // Icarus . - Elsevier , 2002. - Voi. 157 , nro. 2 . - s. 507-522 . - doi : 10.1006/icar.2002.6834 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  17. ↑ 1 2 3 4 Eviatar, Aharon. Ganymeden ionosfääri   // Planeetta . Space Sci.. - 2001. - Voi. 49 , ei. 3-4 . - s. 327-336 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00154-9 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 10. kesäkuuta 2019.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Jupiterin satelliitit . Galileo-projekti . Haettu 24. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  19. ↑ 1 2 Pioneer 11 (linkki ei saatavilla) . Aurinkokunnan tutkimus . Käyttöpäivä: 6. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. 
  20. ↑ 1 2 Ganymede - Suurin satelliitti . Avaruus ja universumi. Haettu 1. syyskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 25. elokuuta 2011.
  21. ↑ Discovery (downlink) . Cascadia Community College . Haettu 24. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 20. syyskuuta 2006. 
  22. ↑ Galilean satelliittien löytäminen . Näkymiä aurinkokunnasta . Venäjän tiedeakatemian avaruustutkimuslaitos. Haettu 24. marraskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 18. marraskuuta 2007.
  23. ↑ Simone Mario Guntzenhusano . Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici . - Norimberga , 1614.
  24. ↑ Amerikan tasangon intiaanien talvilaskennan tähtitieteellinen sisältö . Haettu 16. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 31. elokuuta 2017.
  25. ↑ Muinainen tähtitiede nykyaikaisessa Kiinassa . Haettu 16. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 31. elokuuta 2017.
  26. ↑ 1 2 Canup, Robin M. Galilean satelliittien muodostuminen: Accretion Conditions  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Voi. 124 , nro. 6 . - P. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 15. kesäkuuta 2019.
  27. ↑ 1 2 Mosqueira, Ignacio. Jättiplaneettojen säännöllisten satelliittien muodostuminen laajennetussa kaasusumussa I: sumumalli ja  satelliittien kertyminen  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Voi. 163 , no. 1 . - s. 198-231 . - doi : 10.1016/S0019-1035(03)00076-9 . - .
  28. ↑ 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. Konvektiosta aurinkokunnan ulkokappaleiden jään I kuorissa, yksityiskohtaisesti sovellettu  Callistoon  // Icarus . - Elsevier , 2006. - Voi. 183 , no. 2 . - s. 435-450 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 . - .
  29. ↑ 1 2 3 Freeman. Ei-newtonilainen pysähtynyt kannen konvektio ja Ganymeden ja Calliston lämpöevoluutio  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 2006. - Voi. 54 , nro. 1 . - s. 2-14 . - doi : 10.1016/j.pss.2005.10.003 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 24. elokuuta 2007.
  30. ↑ Showman, A.P. Vuorovesikehitys Laplacen resonanssiksi ja  Ganymeden uudelleennousu  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Maaliskuu ( osa 127 , nro 1 ). - s. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 11. syyskuuta 2008.
  31. ↑ Baldwin, E. Komeettojen törmäykset selittävät Ganymede-Callisto-dikotomian . Tähtitiede nyt verkossa . Astronomy Now (25. tammikuuta 2010). Haettu 1. maaliskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  32. ↑ Barr, AC; Canup, R.M. (maaliskuu 2010). "Ganymede/Callisto-dikotomian alkuperä ulkoisen aurinkokunnan myöhäisen raskaan pommituksen aikana tapahtuneiden törmäysten seurauksena" (PDF) . 41. Lunar and Planetary Science Conference (2010) . Houston . Haettu 2010-03-01 . Käytöstä poistettu parametri |coauthors=( ohje ) Arkistoitu 5. kesäkuuta 2011 Wayback Machinessa
  33. ↑ Barr, AC : Ganymede–Callisto-kaksijalan alkuperä myöhäisen raskaan pommituksen aikana  // Nature Geoscience  . - 2010. - 24. tammikuuta ( nide 3 , nro maaliskuu 2010 ). - s. 164-167 . - doi : 10.1038/NGEO746 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 22. kesäkuuta 2017.
  34. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Hauk, Steven A. Rikin vaikutus ydinevoluutioon ja magneettikentän muodostumiseen Ganymedessa  //  J. Of Geophys. Res.. - 2006. - Vol. 111 , ei. E9 . — P. E09008 . - doi : 10.1029/2005JE002557 . — . Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2008.
  35. ↑ 1 2 Nagel, KA Malli Calliston sisärakenteelle, evoluutiolle ja erilaistumiselle   // Icarus . — Elsevier , 2004. — Voi. 169 , no. 2 . - s. 402-412 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 . - .
  36. ↑ 12 Spohn . Valtameret Jupiterin jäisissä Galilean satelliiteissa?  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Voi. 161 , no. 2 . - s. 456-467 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00048-9 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2008.
  37. ↑ 1 2 3 4 5 Miller, Ron. Suuri kiertue: Matkailijan opas aurinkokuntaan. - Thaimaa: Workman Publishing, 2005. - S. 108-114. - ISBN 0-7611-3547-2 .
  38. ↑ 1 2 3 Musotto, Susanna. Galilean satelliittien kiertoradan numeeriset simulaatiot  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Voi. 159 , no. 2 . - s. 500-504 . - doi : 10.1006/icar.2002.6939 . - .
  39. ↑ 1 2 3 High Tide on Europa (linkki ei saatavilla) . SPACE.com . Haettu 7. joulukuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. heinäkuuta 2008. 
  40. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Showman, Adam P. Tidal Evolution in the Laplace Resonance and the Surfacing of  Ganymede  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Voi. 127 , nro. 1 . - s. 93-111 . - doi : 10.1006/icar.1996.5669 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 11. syyskuuta 2008.
  41. ↑ Peale, SJ Laplace-suhteen alkuperäinen alkuperä Galilean satelliittien keskuudessa   // Tiede . - 2002. - Voi. 298 , no. 5593 . - s. 593-597 . - doi : 10.1126/tiede.1076557 . - . - arXiv : astro-ph/0210589 . — PMID 12386333 .
  42. ↑ 1 2 3 4 Kuskov, OL Europan ja Calliston sisäinen rakenne  (englanniksi)  // Icarus . — Elsevier , 2005. — Voi. 177 , nro. 2 . - s. 550-369 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.04.014 . - .
  43. ↑ 1 2 3 4 Calvin, Wendy M. Galilean jääsatelliittien spektrit 0,2 - 5 µm: Kokoelma, uudet havainnot ja tuore yhteenveto  //  J. of Geophys. Res.. - 1995. - Voi. 100 , ei. E9 . - P. 19041-19048 . - doi : 10.1029/94JE03349 . - .
  44. ↑ Ganymede: jättiläinen kuu (linkki ei saatavilla) . Wayne RESA . Haettu 31. joulukuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 2. joulukuuta 2007. 
  45. ↑ 1 2 3 McCord, TB Ei-vesi-jää-aineosat jäisten Galilean satelliittien pintamateriaalissa Galileon lähi-infrapunakartoitusspektrometritutkimuksesta  //  J. Of Geophys. Res.. - 1998. - Voi. 103 , no. E4 . - P. 8603-8626 . - doi : 10.1029/98JE00788 . - .
  46. ↑ T. B. McCord et ai. Orgaaniset aineet ja muut molekyylit Calliston ja Ganymeden pinnoilla   // Tiede . - 1997. - Voi. 278 , no. 5336 . — s. 271–275 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/tiede.278.5336.271 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. marraskuuta 2022.
  47. ↑ 1 2 McCord, Thomas B. Hydratoidut suolamineraalit Ganymeden pinnalla: todisteita alla olevasta valtamerestä   // Tiede . - 2001. - Voi. 292 , nro. 5521 . - s. 1523-1525 . - doi : 10.1126/tiede.1059916 . - . — PMID 11375486 .
  48. ↑ Domingue, Deborah.  IUE:n todisteet jäisten Galilean satelliittien pinnan koostumuksen spatiaalisista ja ajallisista vaihteluista  // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 1996. - Voi. 28 . - s. 1070 . - .
  49. ↑ Domingue, Deborah L. IEU:n havaitsema heikko SO 2 -routa Ganymedessa ja sen nopea   aikavaihtelu // Geophys . Res. Lett.. - 1998. - Voi. 25 , ei. 16 . - P. 3,117-3,120 . - doi : 10.1029/98GL02386 . — .
  50. ↑ 1 2 Hibbitts, CA Carbon dioxide on Ganymede  (englanniksi)  // J.of Geophys. Res.. - 2003. - Voi. 108 , no. E5 . — s. 5,036 . - doi : 10.1029/2002JE001956 . - .
  51. ↑ 1 2 3 4 5 6 Sohl. Galileon havaintojen vaikutukset Galilean satelliittien  sisärakenteeseen ja kemiaan  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Voi. 157 , nro. 1 . - s. 104-119 . - doi : 10.1006/icar.2002.6828 . - .
  52. ↑ 1 2 Kuskov, OL Jupiterin jäisten satelliittien sisäinen rakenne  //  Geophysical Research Abstracts. - European Geosciences Union, 2005. - Voi. 7 . — P. 01892 . Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2019.
  53. ↑ Ganymede May -sataman valtamerten ja jään 'Club Sandwich'  . NASA (1. toukokuuta 2014). Haettu 4. toukokuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 4. toukokuuta 2014.
  54. ↑ Vladislav Ananiev. Ganymeden valtameri on kuin voileipä (linkki ei ole käytettävissä) . Venäjän tiedeakatemian avaruusneuvoston osasto (3. toukokuuta 2014). Haettu 4. toukokuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 5. toukokuuta 2014. 
  55. ↑ Galileo lentää Ganymeden ohi onnistuneesti pimennyksen aikana . Avaruuslento nyt . Käyttöpäivä: 19. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  56. ↑ Petterson, Wesley. Ganymeden maailmanlaajuinen geologinen kartta  //  Kuu- ja planeettatiede. - 2007. - Voi. XXXVIII . - s. 1098 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  57. ↑ Pappalardo, RT Ganymeden loisto: Ehdotetut tavoitteet kiertoradalle  //  Kuu- ja planeettatiede. - 2001. - Voi. XXXII . — s. 4062 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  58. ↑ Showman, Adam P. Ganymeden  kiertorata- ja lämpökehitys  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Voi. 129 , no. 2 . - s. 367-383 . - doi : 10.1006/icar.1997.5778 . - . Arkistoitu 4. lokakuuta 2020.
  59. ↑ 12 Bland . Ganymeden kiertoradan ja lämpöevoluutio ja sen vaikutus magneettikentän synnyttämiseen  (englanniksi)  // Lunar and Planetary Society Conference. - 2007. - maaliskuu ( osa 38 ). — s. 2020 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  60. ↑ Barr, AC Rise of Deep Melt into Ganymeden Ocean ja vaikutukset astrobiologiaan  //  Kuu- ja planeettatieteen konferenssi. - 2001. - Voi. 32 . - s. 1781 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  61. ↑ Huffmann. Ganymeden sisäinen rakenne ja vuorovesilämmitys  (englanniksi)  // European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts. - 2004. - Voi. 6 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. kesäkuuta 2019.
  62. ↑ 12 Zahnle . Kraatterinopeudet Galilean  satelliiteilla  // Icarus . - Elsevier , 1998. - Voi. 136 , nro. 2 . - s. 202-222 . - doi : 10.1006/icar.1998.6015 . - . — PMID 11878353 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2008.
  63. ↑ Ganymedes . Lunar and Planetary Institute (1997). Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  64. ↑ Casacchia. Galileo Region geologinen kehitys  //  Journal of Geophysical Research. - 1984. - Voi. 89 . —P.B419 – B428 . - doi : 10.1029/JB089iS02p0B419 . - .
  65. ↑ 1 2 Khurana, Krishan K. Ganymeden napahattujen  alkuperä  // Icarus . — Elsevier , 2007. — Voi. 191 , nro. 1 . - s. 193-202 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.04.022 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 24. syyskuuta 2015.
  66. ↑ 1 2 Carlson, RW Ganymeden ilmapiiri SAO 186800:n miehityksestä 7. kesäkuuta 1972   // Tiede . - 1973. - Voi. 53 , no. 4107 . - s. 182 . doi : 10.1126 / tiede.182.4107.53 . - . — PMID 17829812 .
  67. ↑ 1 2 3 Broadfoot, AL Yleiskatsaus Voyagerin ultraviolettispektrometrian tuloksista Jupiter Encounterin kautta  //  Journal of Geophysical Research. - 1981. - Voi. 86 . - P. 8259-8284 . - doi : 10.1029/JA086iA10p08259 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  68. ↑ 1 2 Hubble löytää ohuen happiilmakehän Ganymedesta . Jet Propulsion Laboratory . NASA (lokakuu 1996). Käyttöpäivä: 15. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  69. ↑ 1 2 Feldman, Paul D. HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Voi. 535 , no. 2 . - s. 1085-1090 . - doi : 10.1086/308889 . - . - arXiv : astro-ph/0003486 .
  70. ↑ Johnson, RE Polar "Caps" Ganymedessa ja Io  Revisitedissa  // Icarus . - Elsevier , 1997. - Voi. 128 , nro. 2 . - s. 469-471 . - doi : 10.1006/icar.1997.5746 . - .
  71. ↑ 1 2 3 Paranicas. Energeettisten hiukkasten havaintoja Ganymeden lähellä  //  J.of Geophys. Res.. - 1999. - Voi. 104 , no. A8 . - P. 17,459-17,469 . - doi : 10.1029/1999JA900199 . - .
  72. ↑ Noll, Keith S. Otsonin havaitseminen Ganymedessa   // Tiede . - 1996. - heinäkuu ( osa 273 , nro 5273 ). - s. 341-343 . - doi : 10.1126/tiede.273.5273.341 . - . — PMID 8662517 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. lokakuuta 2008.
  73. ↑ Calvin, Wendy M. O 2 :n leveysasteittainen jakautuminen Ganymedessa : Havainnot Hubble-avaruusteleskoopilla   // Icarus . - Elsevier , 1997. - joulukuu ( osa 130 , nro 2 ). - s. 505-516 . - doi : 10.1006/icar.1997.5842 . - .
  74. ↑ Vidal, RA Oxygen on Ganymede: Laboratoriotutkimukset   // Tiede . - 1997. - Voi. 276 , nro. 5320 . - P. 1839-1842 . - doi : 10.1126/tiede.276.5320.1839 . - . — PMID 9188525 .
  75. ↑ Brown, Michael E. Natriumilmakehän etsintä Ganymeden ympäriltä   // Icarus . - Elsevier , 1997. - Voi. 126 , nro. 1 . - s. 236-238 . - doi : 10.1006/icar.1996.5675 . - .
  76. ↑ Barth, CA Galileon ultraviolettispektrometrihavainnot atomisesta vedystä Ganymeden ilmakehässä   // Geophys . Res. Lett.. - 1997. - Voi. 24 , nro. 17 . - s. 2147-2150 . - doi : 10.1029/97GL01927 . - .
  77. ↑ 1 2 Ganymede (pääsemätön linkki) . Käyttöpäivä: 21. tammikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 13. marraskuuta 2016. 
  78. ↑ 1 2 3 Kivelson, MG Ganymeden magneettikenttä ja magnetosfääri   // Geophys . Res. Lett.. - 1997. - Voi. 24 , nro. 17 . - s. 2155-2158 . - doi : 10.1029/97GL02201 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  79. ↑ 1 2 3 4 Kivelson, MG Ganymeden magnetosfääri: magnetometrin yleiskatsaus  //  J. of Geophys. Res.. - 1998. - Voi. 103 , no. E9 . - P. 19.963-19.972 . - doi : 10.1029/98JE00227 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  80. ↑ Eviatar, Aharon. Ganymeden ionosfääri   // Planeetta . Space Sci.. - 2001. - Voi. 49 , ei. 3-4 . - s. 327-336 . - doi : 10.1016/S0032-0633(00)00154-9 . - .
  81. ↑ 1 2 Volwerk. Ganymeden magnetosfäärin tutkiminen kenttäviivaresonansseilla  (englanniksi)  // J.of Geophys. Res.. - 1999. - Voi. 104 , no. A7 . - P. 14.729-14.738 . - doi : 10.1029/1999JA900161 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  82. ↑ Hauck, Steven A. Ganymeden ydinkonvektion sisäinen rakenne ja mekanismi  //  Lunar and Planetary Science. - 2002. - Voi. XXXIII . - s. 1380 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2009.
  83. ↑ Ganymeden tutkiminen (linkki ei saatavilla) . Terraformers Society of Canada . Käyttöpäivä: 6. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 19. maaliskuuta 2007. 
  84. ↑ SP-349/396 PIONEER ODYSSEY, Luku 6: Tulokset uusilla rajoilla (linkki ei saatavilla) . Haettu 18. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 5. elokuuta 2011. 
  85. ↑ Pioneer 10:n täyden tehtävän aikajana (linkki ei saatavilla) . Haettu 18. elokuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 23. heinäkuuta 2011. 
  86. ↑ Voyager 1 ja 2 (linkki ei ole käytettävissä) . ThinkQuest . Käyttöpäivä: 6. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. 
  87. ↑ Voyager Planetary Mission  (eng.)  (pääsemätön linkki) . Näkymiä aurinkokunnasta . Käyttöpäivä: 6. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  88. ↑ Uusia löytöjä  Galileosta . Jet Propulsion Laboratory . Käyttöpäivä: 6. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.
  89. ↑ Plutoon sidottu New Horizons -avaruusalus saa vauhtia Jupiterilta (linkki ei saatavilla) . Space Daily . Käyttöpäivä: 6. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012. 
  90. ↑ Grundy, WM New Horizons Mapping of Europa and Ganymede   // Tiede . - 2007. - Voi. 318 , nro. 5848 . - s. 234-237 . — PMID 17932288 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. heinäkuuta 2015.
  91. ↑ JUICE on Euroopan seuraava suuri tiedetehtävä (downlink) . ESA (5. helmikuuta 2012). Arkistoitu alkuperäisestä 20. elokuuta 2012. 
  92. ↑ Jupiterin suuri punainen piste ja Ganymeden varjoväri . ESA, Hubble-avaruusteleskooppi (29. lokakuuta 2014). Haettu 24. elokuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 31. lokakuuta 2014.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 Jupiterin kuut
Sisäiset satelliitit
Galilean satelliitit
Himalia ryhmä
Ananke ryhmä
Karme Group
Pasife Group
eristettyjä
satelliitteja
suoralla pyörityksellä
kääntämällä taaksepäin
  • S/2003J12
  • S/2011J1
  • S/2003J2
Listaus ryhmissä kiertoradan puolipääakselin nousevassa järjestyksessä
 Jupiter
Ominaisuudet
satelliitteja
Sisäinen
Galilealainen
Epäsäännöllinen
Tutkimus
muu
Katso myös Luokka: Jupiter aurinkokunta