Эта статья входит в число хороших статей

Ганимед (спутник)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Ганимед
Изображение в натуральном цвете, полученное КА «Галилео»
Изображение противоюпитерианского полушария Ганимеда, сделанное КА «Галилео». Светлые поверхности, следы недавних ударных столкновений, изборождённая поверхность и белая северная полярная шапка (в верхнем правом углу изображения) богаты водяным льдом
Другие названия

Юпитер III

Открытие
Первооткрыватель

Галилео Галилей

Дата открытия

7 января 1610[1][2][3]

Орбитальные характеристики
Перийовий

1 069 200 км[комм. 1]

Апойовий

1 071 600 км[комм. 2]

Большая полуось (a)

1 070 400 км[4]

Эксцентриситет орбиты (e)

0,0013[4]

Сидерический период обращения

7,15455296 д[4]

Орбитальная скорость (v)

10,880 км/с

Наклонение (i)

0,20° (к экватору Юпитера)[4]

Чей спутник

Юпитера

Физические характеристики
Средний радиус

2 634,1 ± 0,3 км (0,413 земного)[5]

Площадь поверхности (S)

87,0 миллионов км2 (0,171 земной) [комм. 3]

Объём (V)

7,6·1010 км3 (0,0704 земного)[комм. 4]

Масса (m)

1,4819·1023 кг (0,025 земной)[5]

Средняя плотность (ρ)

1,936 г/см3[5]

Ускорение свободного падения на экваторе (g)

1,428 м/с2 (0,146 g)[комм. 5]

Вторая космическая скорость (v2)

2,741 км/с[комм. 6]

Период вращения (T)

синхронизирован (повёрнут к Юпитеру одной стороной)

Наклон оси

0—0,33°[6]

Альбедо

0,43 ± 0,02[7]

Видимая звёздная величина

4,61 (в противостоянии)[7]
4,38 (в 1951)[8]

Температура
 
мин. сред. макс.
поверхностная (К)
70[9] 110[9] 152[10]
Атмосфера
Атмосферное давление

следовое

Состав:

кислород[11]
[ Информация ] в Викиданных

Ганимед (др.-греч. Γανυμήδης) — один из галилеевых спутников Юпитера, седьмой по расстоянию от него среди всех его спутников[12] и крупнейший спутник в Солнечной системе. Его диаметр равен 5268 километрам, что на 2 % больше, чем у Титана (второго по величине спутника в Солнечной системе) и на 8 % больше, чем у Меркурия. При этом масса Ганимеда составляет всего 45 % массы Меркурия, но среди спутников планет она рекордная. Луну Ганимед превышает по массе в 2,02 раза[13][14]. Совершая облёт орбиты примерно за семь дней, Ганимед участвует в орбитальном резонансе 1:2:4 с двумя другими спутниками Юпитера — Европой и Ио.

Ганимед состоит из примерно равного количества силикатных пород и водяного льда. Это полностью дифференцированное тело с жидким ядром, богатым железом. Предположительно в его недрах на глубине около 200 км между слоями льда есть океан жидкой воды[15]. На поверхности Ганимеда наблюдаются два типа ландшафта. Треть поверхности спутника занимают тёмные области, испещрённые ударными кратерами. Их возраст доходит до четырёх миллиардов лет. Остальную площадь занимают более молодые светлые области, покрытые бороздами и хребтами. Причины сложной геологии светлых областей понятны не до конца. Вероятно, она связана с тектонической активностью, вызванной приливным нагревом[5].

Ганимед — единственный спутник в Солнечной системе, обладающий собственной магнитосферой. Скорее всего, её создаёт конвекция в жидком ядре, богатом железом[16]. Небольшая магнитосфера Ганимеда заключена в пределах намного большей магнитосферы Юпитера и лишь немного деформирует её силовые линии. У спутника есть тонкая атмосфера, в состав которой входит кислород в виде O, O2 и, возможно, O3 (озон)[11]. Количество атомарного водорода в атмосфере незначительно. Есть ли у Ганимеда ионосфера, неясно[17].

Ганимед открыл Галилео Галилей, который увидел его 7 января 1610 года[1][2][3]. Вскоре Симон Марий предложил назвать его в честь Ганимеда — виночерпия на пирах богов и, по некоторым данным, любовника Зевса[18]. Первым космическим аппаратом, изучавшим Ганимед, стал «Пионер-10» в 1973 году[19]. Намного более детальные исследования провели аппараты программы «Вояджер» в 1979 году. Космический аппарат «Галилео», изучавший систему Юпитера начиная с 1995 года, обнаружил подземный океан и магнитное поле Ганимеда. В 2012 году Европейское космическое агентство одобрило новую миссию для исследований ледяных спутников Юпитера — JUICE; её запуск планируется на 2022 год, а прибытие в систему Юпитера — на 2030 год. На 2020 год запланирована миссия Europa Jupiter System Mission, составной частью которой, возможно, станет российский посадочный модуль «Лаплас»[20].

История открытия и наименования[править | править вики-текст]

Сравнение размеров Луны, Ганимеда и Земли

Ганимед был открыт Галилео Галилеем 7 января 1610 года с помощью его первого в истории телескопа. В этот день Галилей увидел около Юпитера 3 «звезды»: Ганимед, Каллисто и «звезду», впоследствии оказавшуюся двумя спутниками — Европой и Ио (только на следующую ночь угловое расстояние между ними увеличилось достаточно для раздельного наблюдения). 15 января Галилео пришел к выводу, что все эти объекты на самом деле являются небесными телами, движущимися по орбите вокруг Юпитера[1][2][3]. Галилей назвал четыре открытые им спутника «планетами Медичи» и присвоил им порядковые номера[18].

Французский астроном Никола-Клод Фабри де Пейреск предложил дать спутникам отдельные имена по именам четырёх членов семьи Медичи, но его предложение не было принято[18]. На открытие спутника претендовал также немецкий астроном Симон Марий, который наблюдал Ганимед в 1609 году, но вовремя не опубликовал данные об этом[21][комм. 7][22]. Марий попытался дать спутникам имена «Сатурн Юпитера», «Юпитер Юпитера» (это был Ганимед), «Венера Юпитера» и «Меркурий Юпитера», которые также не завоевали популярность. В 1614 году он вслед за Иоганном Кеплером предложил для них новые названия по именам приближённых Зевса (в том числе Ганимеда)[18][21]:

…Потом был Ганимед, красивый сын троянского царя Троса, которого Юпитер, приняв вид орла, похитил на небеса держа на спине, как сказочно описывают поэты… В третьих, из-за величественности света, Ганимед…

[23][24]

Письмо Галилея Леонардо Донато enru, описывающее открытие галилеевых спутников

Однако название «Ганимед», как и наименования, предложенные Марием для других галилеевых спутников, практически не использовалось вплоть до середины 20 века, когда оно стало общеупотребительным. В большой части более ранней астрономической литературы Ганимед обозначен (по системе, введённой Галилео) как Юпитер III или «третий спутник Юпитера». После открытия спутников Сатурна для спутников Юпитера стала использоваться система обозначения, основанная на предложениях Кеплера и Мария[18]. Ганимед — единственный галилеев спутник Юпитера, названный в честь фигуры мужского пола —  согласно ряду авторов, он (как и Ио, Европа и Каллисто) был возлюбленным Зевса.

По данным китайских астрономических записей, в 365 году до н. э. Гань Дэ обнаружил спутник Юпитера невооруженным глазом (вероятно, это был Ганимед)[25][26].

Происхождение и эволюция[править | править вики-текст]

Ганимед, вероятно, сформировался из аккреционного диска или газопылевой туманности, окружавшей Юпитер некоторое время после его образования[27]. Формирование Ганимеда, вероятно, заняло приблизительно 10 000 лет[28] (на порядок меньше оценки для Каллисто). В туманности Юпитера при формировании галилеевых спутников, вероятно, было относительно мало газа, что может объяснять очень медленное формирование Каллисто[27]. Ганимед образовался ближе к Юпитеру, где туманность была более плотной, что и объясняет более быстрое его формирование[28]. Оно, в свою очередь, привело к тому, что тепло, выделяемое при аккреции, не успевало рассеиваться. Это, возможно, вызвало таяние льда и отделение от него скальных пород. Камни обосновались в центре спутника, формируя ядро. В отличие от Ганимеда, при формировании Каллисто тепло успевало отводиться прочь, льды в её недрах не таяли и дифференциации не происходило[29]. Эта гипотеза объясняет, почему два спутника Юпитера столь разные, несмотря на схожесть массы и состава[30][29]. Альтернативные теории объясняют более высокую внутреннюю температуру Ганимеда приливным нагревом[31] или более интенсивным воздействием на него поздней тяжелой бомбардировки[32][33][34].

Ядро Ганимеда после формирования сохранило большую часть тепла, накопленного во время аккреции и дифференцирования. Оно медленно отдаёт это тепло ледяной мантии, работая как своеобразная тепловая батарея[29]. Мантия, в свою очередь, переносит это тепло на поверхность конвекцией[30]. Распад радиоактивных элементов в ядре продолжил его разогревать, вызывая дальнейшую дифференциацию: были сформированы внутреннее ядро из железа и сульфида железа и силикатная мантия[35][29]. Так Ганимед стал полностью дифференцированным телом. Для сравнения, радиоактивный нагрев недифференцированной Каллисто вызвал только конвекцию в её ледяных недрах, что эффективно их охладило и предотвратило крупномасштабное таяние льда и быструю дифференциацию[36]. Процесс конвекции на Каллисто вызвал только частичное отделение камней ото льда[36]. В настоящее время Ганимед продолжает медленно охлаждаться[35]. Тепло, идущее от ядра и силикатной мантии, позволяет существовать подземному океану[37], а медленное охлаждение жидкого ядра из Fe и FeS вызывает конвекцию и поддерживает генерацию магнитного поля[35]. Текущий тепловой поток из недр Ганимеда, вероятно, выше, чем у Каллисто[29].

Орбита и вращение[править | править вики-текст]

Ганимед находится на расстоянии 1 070 400 километров от Юпитера, что делает его третьим по удалённости галилеевым спутником[12]. Ему требуется семь дней и три часа, чтобы совершить полный оборот вокруг Юпитера. Как и у большинства известных спутников, вращение Ганимеда синхронизировано с обращением вокруг Юпитера, и он всегда повернут одной и той же стороной к планете[38]. Его орбита имеет небольшие наклонение к экватору Юпитера и эксцентриситет, которые квазипериодически изменяются по причине вековых возмущений от Солнца и планет. Эксцентриситет меняется в диапазоне 0,0009—0,0022, а наклонение — в диапазоне 0,05°—0,32°[39]. Эти орбитальные колебания заставляют наклон оси вращения (угол между этой осью и перпендикуляром к плоскостью орбиты) изменяться от 0 до 0,33°[6].

Резонанс Лапласа (орбитальный резонанс) спутников Ганимед, Европа и Ио

Ганимед находится в орбитальном резонансе с Европой и Ио: на каждый оборот Ганимеда вокруг планеты приходится два оборота Европы и четыре оборота Ио[39][40]. Максимальное сближение Ио и Европы происходит, когда Ио находится в перицентре, а Европа в апоцентре. С Ганимедом Европа сближается, находясь в своём перицентре[39]. Таким образом, выстраивание в одну линию всех этих трёх спутников невозможно. Такой резонанс называется резонансом Лапласа[41].

Современный резонанс Лапласа неспособен увеличить эксцентриситет орбиты Ганимеда[41]. Нынешнее значение эксцентриситета составляет около 0,0013, что может быть следствием его увеличения за счёт резонанса в прошлые эпохи[40]. Но если он не увеличивается в настоящее время, то возникает вопрос, почему он не обнулился из-за приливной диссипации энергии в недрах Ганимеда[41]. Возможно, последнее увеличение эксцентриситета произошло недавно — несколько сотен миллионов лет назад[41]. Поскольку эксцентриситет орбиты Ганимеда относительно низок (в среднем 0,0015)[40], приливный разогрев этого спутника сейчас незначителен[41]. Однако, в прошлом Ганимед, возможно, мог один или несколько раз пройти через резонанс, подобный лапласовому, который был способен увеличить эксцентриситет орбиты до значений 0,01—0,02[5][41]. Это, вероятно, вызвало существенный приливный разогрев недр Ганимеда, что могло стать причиной тектонической активности, сформировавшей неровный ландшафт[5][41].

Есть две гипотезы происхождения лапласовского резонанса Ио, Европы и Ганимеда: то, что он существовал со времён появления Солнечной системы[42] или что он появился позже. Во втором случае вероятно такое развитие событий: Ио поднимала на Юпитере приливы, которые привели к её отдалению от него, пока она не вступила в резонанс 2:1 с Европой; после этого радиус орбиты Ио продолжал увеличиваться, но часть углового момента была передана Европе и она также отдалилась от Юпитера; процесс продолжался, пока Европа не вступила в резонанс 2:1 с Ганимедом[41]. В конечном счете радиусы орбит этих трёх спутников достигли значений, соответствующих резонансу Лапласа[41].

Физические характеристики[править | править вики-текст]

Состав[править | править вики-текст]

Резкая граница между древним тёмным ландшафтом области Николсона и юной яркой рытвиной Арпагии

Средняя плотность Ганимеда составляет 1,936 г/см3. Предположительно, он состоит из равных частей скальных пород и воды (в основном замёрзшей)[5]. Массовая доля льда лежит в интервале 46—50 %, что немного ниже, чем у Каллисто[43]. Во льдах могут присутствовать некоторые летучие газы, такие как аммиак[43][37]. Точный состав скальных пород Ганимеда не известен, но он, вероятно, близок к составу обыкновенных хондритов групп L и LL, которые отличаются от H-хондритов меньшим полным содержанием железа, меньшим содержанием металлического железа и большим — окиси железа. Соотношение масс железа и кремния на Ганимеде составляет 1,05—1,27 (для сравнения, у Солнца оно равно 1,8).

Альбедо поверхности Ганимеда составляет около 43 %[44]. Водяной лёд есть практически на всей поверхности и его массовая доля колеблется в пределах 50—90 %[5], что значительно выше, чем на Ганимеде в целом. Ближняя инфракрасная спектроскопия показала наличие обширных абсорбционных полос водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 μm[44]. Светлые участки менее ровные и имеют большее количество льда по сравнению с тёмными[45]. Анализ ультрафиолетового и ближнего инфракрасного спектра с высоким разрешением, полученных космическим аппаратом «Галилео» и наземными инструментами, показал наличие и других веществ: углекислого газа, диоксида серы и, возможно, циана, серной кислоты и различных органических соединений[5][46]. По результатам миссии «Галилео» предполагается наличие на поверхности некоторого количества толинов[47]. Результаты «Галилео» также показали наличие на поверхности Ганимеда сульфата магния (MgSO4) и, возможно, сульфата натрия (Na2SO4)[38][48]. Эти соли могли образоваться в подземном океане[48].

Поверхность Ганимеда асимметрична. Ведущее полушарие (повёрнутое в сторону движения спутника по орбите) светлее, чем ведомое[44]. На Европе ситуация такая же, а на Каллисто — противоположная[44]. На ведомом полушарии Ганимеда, видимо, больше двуокиси серы[49][50]. Количество углекислого газа на обоих полушариях одинаково, но его нет вблизи полюсов[46][51]. Ударные кратеры на Ганимеде (кроме одного) не показывают обогащения углекислым газом, что также отличает этот спутник от Каллисто. Подземные запасы углекислого газа на Ганимеде были, вероятно, исчерпаны ещё в прошлом[51].

Внутреннее строение[править | править вики-текст]

Возможное внутреннее строение Ганимеда

Предположительно Ганимед состоит из трёх слоёв: расплавленного железного или состоящего из сульфида железа ядра, силикатной мантии и внешнего слоя льда[5][52] толщиной 900—950 километров. Эта модель подтверждается малым моментом инерции, который был измерен во время облета Ганимеда «Галилео» — (0,3105 ± 0,0028)×mr2[5][52] (момент инерции однородного шара равен 0,4×mr2). У Ганимеда коэффициент в этой формуле самый низкий среди твёрдых тел Солнечной системы. Существование расплавленного богатого железом ядра даёт естественное объяснение собственного магнитного поля Ганимеда, которое было обнаружено «Галилео»[35]. Конвекция в расплавленном железе, которое обладает высокой электропроводностью, — самое разумное объяснение происхождения магнитного поля[16].

Точная толщина различных слоёв в недрах Ганимеда зависит от принятого значения состава силикатов (доли оливина и пироксенов), а также от количества серы в ядре[43][52]. Наиболее вероятное значение радиуса ядра — 700—900 км, а толщины внешней ледяной мантии — 800—1000 км. Остаток радиуса приходится на силикатную мантию[52][35][53][30]. Плотность ядра — предположительно 5,5—6 г/см3, а силикатной мантии — 3,4—3,6 г/см3[43][52][35][53]. Некоторые модели генерирования магнитного поля Ганимеда требуют наличия твёрдого ядра из чистого железа внутри жидкого ядра из Fe и FeS, что схоже со структурой земного ядра. Радиус этого ядра может достигать 500 километров[35]. Температура в ядре Ганимеда предположительно составляет 1500—1700 К, а давление — до 10 ГПа[52][35].

Исследования магнитного поля Ганимеда указывают на то, что под его поверхностью может быть океан жидкой воды[15][16]. Численное моделирование недр спутника, выполненное в 2014 году сотрудниками Лаборатории реактивного движения НАСА, показало, что этот океан, вероятно, многослойный: жидкие слои разделены слоями льда разных типов (лёд I, III, V, VI). Количество жидких прослоек, возможно, достигает 4; их солёность растёт с глубиной[54][55].

Поверхность[править | править вики-текст]

Мозаика из фотографий противоюпитерианского полушария Ганимеда. Тёмная древняя зона в верхнем правом углу — область Галилея. Её отделяют от области Мариуса (меньшей тёмной области левее) светлые рытвины Урук. Яркая лучистая структура внизу — свежий лёд, выброшенный при появлении относительно молодого кратера Осирис
Изображение ведомого полушария Ганимеда, сделанное с космического аппарата «Галилео» (цвета усилены)[56]. В правом нижнем углу видны яркие лучи кратера Ташмет, а в верхнем правом — большое поле выбросов из кратера Хершеф. Часть тёмной области Николсона находится внизу слева. Сверху справа она граничит с рытвинами Гарпагия
Фото Ганимеда (по центру меридиан 45° з.д.). Тёмные участки — область Перрайна (сверху) и область Николсона (снизу); лучистые кратеры — Трос (вверху справа) и Чисти (внизу слева)

Поверхность Ганимеда представляет собой смесь участков двух типов: очень древних сильно кратерированных тёмных областей и несколько более молодых (но всё-таки древних) светлых областей, покрытых бороздами, канавками и гребнями. Тёмные участки поверхности занимают примерно 1/3 всей площади[57] и содержат глины и органические вещества, что может отображать состав планетезималей, из которых образовались спутники Юпитера[58].

Пока неизвестно, что вызвало нагрев, необходимый для формирования бороздчатой поверхности Ганимеда. По современным представлениям, такая поверхность — следствие тектонических процессов[5]. Криовулканизм играет, как считается, второстепенную роль, если играет вообще[5]. Силы, создавшие в литосфере Ганимеда сильные напряжения, необходимые для тектонических подвижек, могли быть связаны с приливным разогревом в прошлом, причиной которого, возможно, были нестабильные орбитальные резонансы, через которые проходил спутник[5][59]. Приливная деформация льдов могла разогреть недра Ганимеда и вызвать напряжения в литосфере, что привело к появлению трещин, горстов и грабенов. При этом на 70 % площади спутника была стёрта старая тёмная поверхность[5][60]. Формирование бороздчатой поверхности также может быть связано с ранним формированием ядра спутника и последующим приливным разогревом его недр, что, в свою очередь, вызвало увеличение Ганимеда на 1—6 % благодаря тепловому расширению и фазовым переходам во льду[5]. Возможно, в ходе последующей эволюции от ядра к поверхности поднимались плюмы из разогретой воды, вызывая деформации литосферы[61]. Наиболее вероятный современный источник тепла в недрах спутника — радиоактивный разогрев, который может (по крайней мере, частично) обеспечить существование подповерхностного водного океана. Моделирование показывает, что если бы эксцентриситет орбиты Ганимеда был на порядок выше современного (а это, возможно, было в прошлом), приливный разогрев мог быть сильнее радиоактивного[62].

Кратеры Гула и Ахелой (ниже). У каждого виден «вал» и «пьедестал» из выбросов

Ударные кратеры есть на участках поверхности обоих типов, но в тёмных областях их особенно много: эти области насыщены кратерами и, судя по всему, их рельеф формировался главным образом именно столкновениями[5]. На ярких бороздчатых участках кратеров намного меньше, и они не сыграли значимой роли в эволюции их рельефа[5]. Плотность кратерирования тёмных участков указывает на возраст в 4 миллиарда лет (как и у материковых областей Луны). Светлые участки младше, но насколько — неясно[63]. Особой интенсивности кратерирование поверхности Ганимеда (как и Луны) достигло около 3,5—4 миллиарда лет назад[63]. Если эти данные точны, то большинство ударных кратеров осталось с той эпохи, и после этого они прибавлялись в числе незначительно[14]. Некоторые кратеры пересечены бороздами, а некоторые образовались поверх борозд. Это говорит о том, что некоторые борозды довольно древние. Местами попадаются относительно молодые кратеры с расходящимися от них лучами выбросов[14][64]. Кратеры Ганимеда более плоские, чем кратеры на Меркурии или Луне. Вероятно, причиной этого служит непрочность ледяной коры Ганимеда, которая может (или могла) сглаживаться под действием силы тяжести. Древние кратеры, которые почти совсем сглажены (своего рода «призраки» кратеров) известны как палимпсесты[14]; одним из крупнейших палимпсестов Ганимеда является факула Мемфис диаметром 360 км.

Одна из примечательных геоструктур Ганимеда — тёмный участок под названием область Галилея, где видна сеть из разнонаправленных борозд. Вероятно, своим появлением этот регион обязан периоду бурной геологической активности спутника[65].

На Ганимеде есть полярные шапки, предположительно состоящие из водяного инея. Они покрывают широты выше 40°[38]. Впервые полярные шапки наблюдались при пролёте КА «Вояджер». Вероятно, они образованы молекулами воды, выбитыми с поверхности при бомбардировке её частицами плазмы. Такие молекулы могли мигрировать на высокие широты с низких благодаря разнице температур или же происходить из самих полярных областей. Результаты расчётов и наблюдений позволяют судить, что верно второе[66]. Наличие у Ганимеда собственной магнитосферы приводит к тому, что заряженные частицы интенсивно бомбардируют только слабо защищённые — полярные — области. Образовавшийся водяной пар осаждается в основном в самых холодных местах этих же областей[66].

Геологическая карта Ганимеда (11 февраля 2014)
Геологическая карта Ганимеда (11 февраля 2014)

Атмосфера и ионосфера[править | править вики-текст]

В 1972 году группа индийских, британских и американских астрономов, работая в индонезийской обсерватории имени Боссы, сообщила об обнаружении у спутника тонкой атмосферы во время наблюдения покрытия им звезды[67]. Они оценили приповерхностное давление атмосферы в 0,1 Па[67]. Однако в 1979 году КА «Вояджер-1» наблюдал покрытие Ганимедом звезды (κ Центавра) и получил противоречащие этому результаты[68]. Эти наблюдения проводились в дальнем ультрафиолете на длинах волн меньше 200 нм, и они были куда более чувствительны к наличию газов, чем измерения 1972 года в видимом излучении. Никакой атмосферы датчики «Вояджера» не обнаружили. Верхний предел концентрации оказался на уровне 1,5·109 частиц/см3, что соответствует приповерхностному давлению менее 2,5 мкПа[68]. А это почти на 5 порядков меньше, чем оценка 1972 года[68].

В 1995 году у Ганимеда всё-таки была обнаружена очень слабая кислородная атмосфера (экзосфера), очень похожая на найденную у Европы. Эти данные были получены телескопом Хаббла (HST)[11][69]. Ему удалось различить слабое свечение атомарного кислорода в дальнем ультрафиолете (на длине волн 130,4 нм и 135,6 нм). Такое свечение возникает когда молекулярный кислород распадается на атомы при столкновениях с электронами[11], что служит достаточно убедительным подтверждением существования нейтральной атмосферы из молекул O2. Её концентрация, вероятно, находится в диапазоне 1,2·108—7·108 частиц/см3, что соответствует приповерхностному давлению в 0,2—1,2 мкПа[11][i]. Такие значения согласуются с верхним пределом, установленным «Вояджером» в 1981 году. Кислород не является доказательством наличия на спутнике жизни. Считается, что он возникает когда водяной лёд на поверхности Ганимеда разделяется на водород и кислород радиацией (водород быстрее улетучивается из-за низкой атомной массы)[69]. Свечение атмосферы Ганимеда, как и Европы, неоднородно. HST наблюдал два ярких пятна, расположенных в северном и южном полушарии около широт ± 50°, что точно соответствует границе между закрытыми и открытыми линиями магнитосферы Ганимеда (см. ниже)[70]. Яркие пятна, возможно, представляют собой полярные сияния, вызванные притоком плазмы вдоль открытых линий магнитного поля спутника[71].

Карта температур на Ганимеде

Существование нейтральной атмосферы подразумевает и существование у спутника ионосферы, потому что молекулы кислорода ионизируются столкновениями с быстрыми электронами, прибывающими из магнитосферы[72], и солнечным жёстким ультрафиолетом[17]. Однако природа ионосферы Ганимеда такая же спорная, как и природа атмосферы. Некоторые замеры «Галилео» показали повышенную плотность электронов вблизи от спутника, что указывает на наличие ионосферы, тогда как другие попытки её зафиксировать потерпели неудачу[17]. Концентрация электронов вблизи поверхности по различным оценкам колеблется в диапазоне от 400 до 2500 см−3[17]. На 2008 год параметры возможной ионосферы Ганимеда не установлены.

Дополнительное указание на существование кислородной атмосферы Ганимеда — обнаружение по спектральным данным газов, вмороженных в лёд на его поверхности. Об обнаружении полос поглощения озона (O3) было сообщено в 1996 году[73]. В 1997 году спектральный анализ выявил линии поглощения димера (или двухатомного) кислорода. Такие линии поглощения могут возникать только если кислород находится в плотной фазе. Лучшее объяснение — что молекулярный кислород вморожен в лёд. Глубина димерных полос поглощения зависит от широты и долготы (но не от поверхностного альбедо) — они имеют склонность к уменьшению с широтой, в то время как тенденция для O3 противоположна[74]. Лабораторные эксперименты позволили установить, что при температуре в 100 K, характерной для поверхности Ганимеда, O2 растворяется во льду, а не собирается в пузырьки[75].

Обнаружив в атмосфере Европы натрий, учёные стали искать его и в атмосфере Ганимеда. В 1997 году стало ясно, что его там нет (точнее, как минимум в 13 раз меньше, чем на Европе). Это может объясняться его нехваткой на поверхности или тем, что магнитосфера Ганимеда препятствует заряженным частицам выбивать его оттуда[76]. Помимо прочего, в атмосфере Ганимеда замечен атомарный водород. Он наблюдался на расстоянии до 3000 км от поверхности спутника. Его концентрация у поверхности — около 1,5·104 см−3[77].

Магнитосфера[править | править вики-текст]

Космический аппарат «Галилео» с 1995 по 2000 годы сделал шесть близких пролётов возле Ганимеда (G1, G2, G7, G8, G28 и G29)[16] и обнаружил, что у Ганимеда есть довольно мощное магнитное поле и даже своя магнитосфера, не зависящая от магнитного поля Юпитера[78][79]. Величина магнитного момента составляет 1,3×1013 Т·м3[16], что втрое больше, чем у Меркурия. Ось магнитного диполя наклонена на 176° по отношению к оси вращения Ганимеда, что означает её направленность ​​против магнитного момента Юпитера[16]. Северный магнитный полюс Ганимеда находится ниже плоскости орбиты. Индукция дипольного магнитного поля, созданного постоянным магнитным моментом, на экваторе спутника равна 719 ± 2 нТл[16] (для сравнения — индукция магнитного поля Юпитера на расстоянии Ганимеда равна 120 нТл)[79]. Противоположность направлений магнитного поля Ганимеда и Юпитера делает возможным магнитное пересоединение. Индукция собственного магнитного поля Ганимеда на его полюсах вдвое больше, чем на экваторе, и равна 1440 нТл[16].

Ганимед — единственный спутник в Солнечной системе, у которого есть собственная магнитосфера. Она очень мала и погружена в магнитосферу Юпитера[79]. Её диаметр — примерно 2—2,5 диаметра Ганимеда[78] (который составляет 5268 км)[80]. У магнитосферы Ганимеда имеется область замкнутых силовых линий, расположенная ниже 30° широты, где заряженные частицы (электроны и ионы) оказываются в ловушке, создавая своего рода радиационный пояс[80]. Основной вид ионов в магнитосфере — ионы кислорода O+[81], что хорошо согласуется с разрежённой кислородной атмосферой спутника. В шапках полярных областей на широтах выше 30° силовые линии магнитного поля не замкнуты и соединяют Ганимед с ионосферой Юпитера[80]. В этих областях были обнаружены электроны и ионы, обладающие высокой энергией (десятки и сотни килоэлектронвольт)[72], которые и могут вызывать полярные сияния, наблюдаемые вокруг полюсов Ганимеда[70]. Кроме того, тяжелые ионы непрерывно осаждаются на полярной поверхности луны, распыляя и затемняя лёд[72].

Магнитное поле Ганимеда в поле Юпитера. Замкнутые силовые линии отмечены зелёным цветом

Взаимодействие между магнитосферой Ганимеда и юпитерианской плазмой напоминает во многих отношениях взаимодействие между солнечным ветром и земной магнитосферой[80][82]. Плазма вращается совместно с Юпитером и сталкивается с магнитосферой Ганимеда на его ведомой стороне, как и солнечный ветер с земной магнитосферой. Основное отличие — скорость плазменного потока: сверхзвуковая в случае Земли и дозвуковая в случае Ганимеда. Именно потому у магнитного поля Ганимеда нет ударной волны с запаздывающей стороны[82].

В дополнение к магнитному моменту, у Ганимеда есть индуцированное дипольное магнитное поле[16]. Его вызывают изменения магнитного поля Юпитера вблизи спутника. Индуцированный дипольный момент направлен к Юпитеру или от него (согласно с правилом Ленца). Индуцированное магнитное поле Ганимеда на порядок слабее собственного. Его индукция на магнитном экваторе — около 60 нТ (вдвое меньше, чем напряжённость поля Юпитера там же[16]). Индуцированное магнитное поле Ганимеда напоминает аналогичные поля Каллисто и Европы и указывает на то, что у этого спутника тоже есть подповерхностный водный океан с высокой электропроводностью[16].

Поскольку Ганимед полностью дифференцирован и обладает металлическим ядром[5][35], его постоянное магнитное поле, вероятно, генерируется тем же способом, что и земное: как результат перемещений электропроводящей материи в недрах[16][35]. Если магнитное поле вызвано магнитогидродинамическим эффектом[16][83], то это, вероятно, результат конвективного движения разных веществ в ядре[35].

Несмотря на наличие железного ядра, магнитосфера Ганимеда остаётся загадкой, особенно с учётом того, что у других подобных тел её нет[5]. Из некоторых исследований следует, что такое маленькое ядро уже должно было остыть до той точки, когда движение жидкости и поддержание магнитного поля невозможны. Одно из объяснений состоит в том, что поле сохраняется благодаря тем же орбитальным резонансам, которые привели к сложному рельефу поверхности: вследствие приливного разогрева из-за орбитального резонанса мантия защитила ядро от охлаждения[60]. Ещё одно из объяснений — остаточная намагниченность силикатных пород в мантии, что возможно, будь у спутника более сильное поле в прошлом[5].

Изучение[править | править вики-текст]

Изображение Ганимеда, сделанное «Пионером-10» в 1973 году

Юпитер (как и все прочие газовые планеты) целенаправленно изучался исключительно межпланетными станциями НАСА. Несколько космических аппаратов исследовали Ганимед вблизи, включая четыре пролёта в 1970-х и многократные пролёты с 1990-х до 2000-х.

Первые фотографии Ганимеда из космоса были сделаны «Пионером-10», пролетевшим мимо Юпитера в декабре 1973 года, и «Пионером-11», пролетевшим в 1974 году[19]. Благодаря им были получены более точные сведения о физических характеристиках спутника (к примеру, «Пионер-10» уточнил его размеры и плотность). На их снимках видны детали размером от 400 км[84][85]. Наибольшее сближение Пионера-10 составило 446 250 километров[86].

В марте 1979 года мимо Ганимеда прошёл «Вояджер-1» на расстоянии 112 тыс. км, а в июле — «Вояджер-2» на расстоянии 50 тыс. км. Они передали качественные снимки поверхности спутника и провели ряд измерений. В частности, они уточнили его размер, и оказалось, что это самый большой спутник в Солнечной системе (ранее самым большим считали спутник Сатурна Титан)[87]. Нынешние гипотезы о геологии спутника появились благодаря данным «Вояджеров»[88].

С декабря 1995 по сентябрь 2003 года систему Юпитера изучал «Галилео». За это время он шесть раз сближался с Ганимедом[38]. Наименования пролётов — G1, G2, G7, G8, G28 и G29[16]. Во время самого близкого полета (G2) «Галилео» прошел в 264 километрах от его поверхности[16] и передал о нём массу ценных сведений, включая подробные фотографии. Во время пролёта G1 в 1996 году «Галилео» обнаружил у Ганимеда магнитосферу[89], а в 2001 году — подземный океан[16][38]. Благодаря данным «Галилео» удалось построить относительно точную модель внутреннего строения спутника. Также «Галилео» передал большое число спектров и обнаружил на поверхности Ганимеда несколько неледяных веществ[46].

Аппарат «Новые горизонты» на пути к Плутону в 2007 году прислал фотографии Ганимеда в видимом и инфракрасном диапазонах, а также предоставил топографические сведения и карту состава[90][91].

Предложенная для запуска в 2020 году «Europa Jupiter System Mission» (EJSM) — совместная программа NASA, ESA и Роскосмоса по изучению спутников Юпитера. В феврале 2009 года было объявлено, что ESA и NASA придали ей больший приоритет, чем миссии «Titan Saturn System Mission»[92]. Для ESA финансирование этой миссии затруднено наличием у этого агентства других требующих финансирования проектов[93]. Число аппаратов, которые будут запущены, варьирует от двух до четырёх: «Jupiter Europa Orbiter» (NASA), «Jupiter Ganymede Orbiter» (ESA), «Jupiter Magnetospheric Orbiter» (JAXA) и «Jupiter Europa Lander» (Роскосмос).

Одной из отменённых миссий по изучению Ганимеда является миссия «Jupiter Icy Moons Orbiter». Для полёта космического корабля использовалось бы ядерное топливо, что было бы удобным для более подробного изучения Ганимеда[94]. Однако из-за сокращения бюджета миссия была отменена в 2005 году. Другая предложенная миссия носила название «The Grandeur of Ganymede» — «Великолепие Ганимеда»[58].

2 мая 2012 года Европейское космическое агентство (ЕКА) объявило о старте миссии Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) в 2022 году с прибытием в систему Юпитера в 2030 году. Одной из главных целей миссии будет исследование Ганимеда, которое начнется в 2033 году[95]. Россия, посредством привлечения ЕКА, также намерена отправить на Ганимед посадочный аппарат для поиска признаков жизни и для проведения комплексных исследований системы Юпитера в качестве характерного представителя газовых гигантов[96].

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

Сноски[править | править вики-текст]

  1. Перийовий находят по большой полуоси (а) и эксцентриситету (е): a*(1-e)
  2. Апойовий находят по большой полуоси (a) и эксцентриситету (e): a*(1+e)
  3. Площадь поверхности рассчитана по формуле 4\pi r^2
  4. Объём рассчитан по формуле 4\pi r^3/3
  5. Ускорение свободного падения вычисляется по массе (m), гравитационной постоянной (G) и радиусу (r) таким образом: Gm/r^2
  6. Вторая космическая скорость вычисляется по массе (m), гравитационной постоянной (G) и радиусу (r) таким образом: \textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}
  7. Работа Мариуса «Mundus Iovialis anno MDCIX Detectus Ope Perspicilli Belgici» описывает наблюдения, проведённые в 1609 году, а опубликована лишь в 1614 году.

Источники[править | править вики-текст]

  1. 1 2 3 Galilei, Galileo; translated by Edward Carlos and edited by Peter Barker. Sidereus Nuncius. University of Oklahoma History of Science (March 1610). Проверено 11 августа 2014. Архивировано из первоисточника 28 марта 2014.
  2. 1 2 3 Wright, Ernie Galileo's First Observations of Jupiter. University of Oklahoma History of Science. Проверено 13 января 2010. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  3. 1 2 3 NASA: Ganymede. Solarsystem.nasa.gov (29 сентября 2009). Проверено 8 марта 2010. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  4. 1 2 3 4 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Архивировано из первоисточника 22 августа 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.; Malhotra, Renu (1999). «The Galilean Satellites». Science 286 (5437): 77–84. DOI:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
  6. 1 2 Bills, Bruce G. (2005). «Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter». Icarus 175 (1): 233–247. DOI:10.1016/j.icarus.2004.10.028. Bibcode2005Icar..175..233B.
  7. 1 2 Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters. JPL Solar System Dynamics (13 июля 2006). Проверено 5 ноября 2007. Архивировано из первоисточника 18 января 2010.
  8. Yeomans and Chamberlin. Horizon Online Ephemeris System for Ganymede (Major Body 503). California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory. Проверено 14 апреля 2010. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. (4.38 on 1951-Oct-03)
  9. 1 2 Delitsky, Mona L.; Lane, Arthur L. (1998). «Ice chemistry of Galilean satellites» (PDF). J.of Geophys. Res. 103 (E13): 31,391–31,403. DOI:10.1029/1998JE900020. Bibcode1998JGR...10331391D.
  10. Orton, G.S.; Spencer, G.R.; Travis, L.D. et al. (1996). «Galileo Photopolarimeter-radiometer observations of Jupiter and the Galilean Satellites». Science 274 (5286): 389–391. DOI:10.1126/science.274.5286.389. Bibcode1996Sci...274..389O.
  11. 1 2 3 4 5 Hall, D.T.; Feldman, P.D.; McGrath, M.A. et al. (1998). «The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede». The Astrophysical Journal 499 (1): 475–481. DOI:10.1086/305604. Bibcode1998ApJ...499..475H.
  12. 1 2 Jupiter's Moons. The Planetary Society. Проверено 7 декабря 2007. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  13. Ganymede Fact Sheet. www2.jpl.nasa.gov. Проверено 14 января 2010. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  14. 1 2 3 4 Ganymede. nineplanets.org (October 31, 1997). Проверено 27 февраля 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  15. 1 2 Solar System's largest moon likely has a hidden ocean. Jet Propulsion Laboratory. NASA (16 декабря 2000). Проверено 11 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  16. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al. (2002). «The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede» (PDF). Icarus 157 (2): 507–522. DOI:10.1006/icar.2002.6834. Bibcode2002Icar..157..507K.
  17. 1 2 3 4 Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et al. (2001). «The ionosphere of Ganymede» (ps). Planet. Space Sci. 49 (3-4): 327–336. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. Bibcode2001P&SS...49..327E.
  18. 1 2 3 4 5 Satellites of Jupiter. The Galileo Project. Проверено 24 ноября 2007. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  19. 1 2 Pioneer 11. Solar System Exploration. Проверено 6 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  20. Проект ЛАПЛАС — Европа П
  21. 1 2 Ганимед – Самый большой спутник. Космос и Вселенная. Проверено 9 января 2010. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  22. Discovery. Cascadia Community College. Проверено 24 ноября 2007. Архивировано из первоисточника 20 сентября 2006.
  23. Simone Mario Guntzenhusano. Mundus Iovialis anno M. DC. IX Detectus Ope Perspicilli Belgici. — Norimberga, 1614.
  24. The Discovery of the Galilean Satellites. Views of the Solar System. Space Research Institute, Russian Academy of Sciences. Проверено 24 ноября 2007. Архивировано из первоисточника 18 ноября 2007.
  25. Astronomical content of American Plains Indian winter counts
  26. Ancient Astronomy in Modern China
  27. 1 2 Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion» (PDF). The Astronomical Journal 124 (6): 3404–3423. DOI:10.1086/344684. Bibcode2002AJ....124.3404C.
  28. 1 2 Mosqueira, Ignacio; Estrada, Paul R (2003). «Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites». Icarus 163 (1): 198–231. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00076-9. Bibcode2003Icar..163..198M.
  29. 1 2 3 4 5 McKinnon, William B. (2006). «On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto». Icarus 183 (2): 435–450. DOI:10.1016/j.icarus.2006.03.004. Bibcode2006Icar..183..435M.
  30. 1 2 3 Freeman, J. (2006). «Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto» (PDF). Planetary and Space Science 54 (1): 2–14. DOI:10.1016/j.pss.2005.10.003. Bibcode2006P&SS...54....2F.
  31. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997-03). «Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede». Icarus (Elsevier) 127 (1): 93–111. DOI:10.1006/icar.1996.5669. Bibcode1997Icar..127...93S.
  32. Baldwin, E. Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy. Astronomy Now Online. Astronomy Now (25 января 2010). Проверено 1 марта 2010. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  33. Barr, A. C.; Canup, R. M. (March 2010). "Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment". 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Проверено 2010-03-01. 
  34. Barr, A. C.; Canup, R. M. (2010-01-24). «Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment». Nature Geoscience 3 (March 2010): 164–167. DOI:10.1038/NGEO746. Bibcode2010NatGe...3..164B. Проверено 2010-03-01.
  35. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Hauk, Steven A.; Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J. (2006). «Sulfur's impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede» (PDF). J. Of Geophys. Res. 111 (E9): E09008. DOI:10.1029/2005JE002557. Bibcode2006JGRE..11109008H.
  36. 1 2 Nagel, K.A; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). «A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto». Icarus 169 (2): 402–412. DOI:10.1016/j.icarus.2003.12.019. Bibcode2004Icar..169..402N.
  37. 1 2 Spohn, T.; Schubert, G. (2003). «Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?» (PDF). Icarus 161 (2): 456–467. DOI:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Bibcode2003Icar..161..456S.
  38. 1 2 3 4 5 Miller Ron The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System. — 3rd. — Thailand: Workman Publishing, 2005. — P. 108–114. — ISBN 0-7611-3547-2.
  39. 1 2 3 Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). «Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites». Icarus 159 (2): 500-504. DOI:10.1006/icar.2002.6939. Bibcode2002Icar..159..500M.
  40. 1 2 3 High Tide on Europa. SPACE.com(недоступная ссылка — история). Проверено 7 декабря 2007. Архивировано из первоисточника 24 июля 2008.
  41. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1997). «Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede» (PDF). Icarus 127 (1): 93–111. DOI:10.1006/icar.1996.5669. Bibcode1997Icar..127...93S.
  42. Peale, S.J.; Lee, Man Hoi (2002). «A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites». Science 298 (5593): 593–597. DOI:10.1126/science.1076557. PMID 12386333. Bibcode2002Sci...298..593P.
  43. 1 2 3 4 Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). «Internal structure of Europa and Callisto». Icarus 177 (2): 550–369. DOI:10.1016/j.icarus.2005.04.014. Bibcode2005Icar..177..550K.
  44. 1 2 3 4 Calvin, Wendy M.; Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer John R. (1995). «Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary». J.of Geophys. Res. 100 (E9): 19041–19048. DOI:10.1029/94JE03349. Bibcode1995JGR...10019041C.
  45. Ganymede: the Giant Moon. Wayne RESA. Проверено 31 декабря 2007. Архивировано из первоисточника 2 декабря 2007.
  46. 1 2 3 McCord, T.B.; Hansen, G.V.; Clark, R.N. et al. (1998). «Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation». J. Of Geophys. Res. 103 (E4): 8603–8626. DOI:10.1029/98JE00788. Bibcode1998JGR...103.8603M.
  47. T. B. McCord et al. Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede (англ.) // Science. — 1997. — Vol. 278. — № 5336. — P. 271–275. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.278.5336.271
  48. 1 2 McCord, Thomas B.; Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A. (2001). «Hydrated Salt Minerals on Ganymede's Surface: Evidence of an Ocean Below». Science 292 (5521): 1523–1525. DOI:10.1126/science.1059916. PMID 11375486. Bibcode2001Sci...292.1523M.
  49. Domingue, Deborah; Lane, Arthur; Moth, Pimol (1996). «Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites». Bulletin of the American Astronomical Society 28. Bibcode1996DPS....28.0404D.
  50. Domingue, Deborah L.; Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A. (1998). «IEU's detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability». Geophys. Res. Lett. 25 (16): 3,117–3,120. DOI:10.1029/98GL02386. Bibcode1998GeoRL..25.3117D.
  51. 1 2 Hibbitts, C.A.; Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B. (2003). «Carbon dioxide on Ganymede». J.of Geophys. Res. 108 (E5): 5,036. DOI:10.1029/2002JE001956. Bibcode2003JGRE..108.5036H.
  52. 1 2 3 4 5 6 Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). «Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites». Icarus 157 (1): 104–119. DOI:10.1006/icar.2002.6828. Bibcode2002Icar..157..104S.
  53. 1 2 Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P. (2005). «Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter». Geophysical Research Abstracts (European Geosciences Union) 7.
  54. Ganymede May Harbor 'Club Sandwich' of Oceans and Ice (англ.). NASA (1 May 2014). Проверено 4 мая 2014.
  55. Владислава Ананьева. Океан Ганимеда похож на сэндвич. Секция Совета РАН по космосу (3 мая 2014). Проверено 4 мая 2014.
  56. Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse. Spaceflight Now. Проверено 19 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  57. Petterson, Wesley; Head, James W.; Collins, Geoffrey C. et al. (2007). «A Global Geologic Map of Ganymede» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXVIII.
  58. 1 2 Pappalardo, R.T.; Khurana, K.K.; Moore, W.B. (2001). «The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXII.
  59. Showman, Adam P.; Stevenson, David J.; Malhotra, Renu (1997). «Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede» (PDF). Icarus 129 (2): 367–383. DOI:10.1006/icar.1997.5778. Bibcode1997Icar..129..367S.
  60. 1 2 Bland; Showman, A.P.; Tobie, G. (March 2007). «Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation» (PDF). Lunar and Planetary Society Conference 38.
  61. Barr, A.C.; Pappalardo, R. T. et al. (2001). «Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology» (PDF). Lunar and Planetary Science Conference 32.
  62. Huffmann, H.; Sohl, F. et al. (2004). «Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede» (PDF). European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts 6.
  63. 1 2 Zahnle, K.; Dones, L. (1998). «Cratering Rates on the Galilean Satellites» (PDF). Icarus 136 (2): 202–222. DOI:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Bibcode1998Icar..136..202Z.
  64. Ganymede. Lunar and Planetary Institute (1997). Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  65. Casacchia, R.; Strom, R.G. (1984). «Geologic evolution of Galileo Regio». Journal of Geophysical Research 89: B419–B428. DOI:10.1029/JB089iS02p0B419. Bibcode1984LPSC...14..419C.
  66. 1 2 Khurana, Krishan K.; Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann (2007). «The origin of Ganymede's polar caps». Icarus 191 (1): 193–202. DOI:10.1016/j.icarus.2007.04.022. Bibcode2007Icar..191..193K.
  67. 1 2 Carlson, R.W.; Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. et al. (1973). «Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972». Science 53 (4107). DOI:10.1126/science.182.4107.53. PMID 17829812. Bibcode1973Sci...182...53C.
  68. 1 2 3 Broadfoot, A.L.; Sandel, B.R.; Shemansky, D.E. et al. (1981). «Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter» (PDF). Journal of Geophysical Research 86: 8259–8284. DOI:10.1029/JA086iA10p08259. Bibcode1981JGR....86.8259B.
  69. 1 2 Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede. Jet Propulsion Laboratory. NASA (October 1996). Проверено 15 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  70. 1 2 Feldman, Paul D.; McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et al. (2000). «HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede». The Astrophysical Journal 535 (2): 1085–1090. DOI:10.1086/308889. Bibcode2000ApJ...535.1085F.
  71. Johnson, R.E. (1997). «Polar "Caps" on Ganymede and Io Revisited». Icarus 128 (2): 469–471. DOI:10.1006/icar.1997.5746. Bibcode1997Icar..128..469J.
  72. 1 2 3 Paranicas, C.; Paterson, W.R.; Cheng, A.F. et al. (1999). «Energetic particles observations near Ganymede». J.of Geophys. Res. 104 (A8): 17,459–17,469. DOI:10.1029/1999JA900199. Bibcode1999JGR...10417459P.
  73. Noll, Keith S.; Johnson, Robert E. et al. (July 1996). «Detection of Ozone on Ganymede». Science 273 (5273): 341–343. DOI:10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517. Bibcode1996Sci...273..341N. Проверено 2008-01-13.
  74. Calvin, Wendy M.; Spencer, John R. (December 1997). «Latitudinal Distribution of O2 on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope». Icarus 130 (2): 505–516. DOI:10.1006/icar.1997.5842. Bibcode1997Icar..130..505C.
  75. Vidal, R. A.; Bahr, D. et al. (1997). «Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies». Science 276 (5320): 1839–1842. DOI:10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525. Bibcode1997Sci...276.1839V.
  76. Brown, Michael E. (1997). «A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede». Icarus 126 (1): 236–238. DOI:10.1006/icar.1996.5675. Bibcode1997Icar..126..236B.
  77. Barth, C.A.; Hord, C.W.; Stewart, A.I. et al. (1997). «Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede». Geophys. Res. Lett. 24 (17): 2147–2150. DOI:10.1029/97GL01927. Bibcode1997GeoRL..24.2147B.
  78. 1 2 Ганимед. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  79. 1 2 3 Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al. (1997). «The magnetic field and magnetosphere of Ganymede». Geophys. Res. Lett. 24 (17): 2155–2158. DOI:10.1029/97GL02201. Bibcode1997GeoRL..24.2155K.
  80. 1 2 3 4 Kivelson, M.G.; Warnecke, J.; Bennett, L. et al. (1998). «Ganymede's magnetosphere: magnetometer overview». J.of Geophys. Res. 103 (E9): 19,963–19,972. DOI:10.1029/98JE00227. Bibcode1998JGR...10319963K.
  81. Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et al. (2001). «The ionosphere of Ganymede». Planet. Space Sci. 49 (3-4): 327–336. DOI:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. Bibcode2001P&SS...49..327E.
  82. 1 2 Volwerk, M.; Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; McPherron, R.L. (1999). «Probing Ganymede's magnetosphere with field line resonances». J.of Geophys. Res. 104 (A7): 14,729–14,738. DOI:10.1029/1999JA900161. Bibcode1999JGR...10414729V.
  83. Hauck, Steven A. (2002). «Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede». Lunar and Planetary Science XXXIII.
  84. Exploration of Ganymede. Terraformers Society of Canada. Проверено 6 января 2008. Архивировано из первоисточника 19 марта 2007.
  85. SP-349/396 PIONEER ODYSSEY, Chapter 6: Results at the New Frontiers
  86. Pioneer 10 Full Mission Timeline
  87. Voyager 1 and 2. ThinkQuest. Проверено 6 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  88. The Voyager Planetary Mission. Views of the Solar System. Проверено 6 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. (англ.)
  89. New Discoveries From Galileo. Jet Propulsion Laboratory. Проверено 6 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012. (англ.)
  90. Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter. Space Daily. Проверено 6 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  91. Grundy, W.M.; Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et al. (2007). «New Horizons Mapping of Europa and Ganymede» (en). Science 318 (5848): 234–237. PMID 17932288.
  92. Rincon, Paul. Jupiter in space agencies' sights, BBC News (20 февраля 2009). Проверено 20 февраля 2009.
  93. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA (21 июля 2007). Проверено 20 февраля 2009. Архивировано из первоисточника 25 августа 2011.
  94. Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO). The Internet Encyclopedia of Science. Проверено 6 января 2008. Архивировано из первоисточника 4 февраля 2012.
  95. JUICE is Europe's next large science mission. ESA (02.05.2012). Архивировано из первоисточника 21 августа 2012.
  96. Россия ищет жизнь на спутнике Юпитера, Интернет-газета "Дни.ру" (11:32 / 30.08.2012). Проверено 30 августа 2012.

Ссылки[править | править вики-текст]