Ганімед (супутник)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Ганімед

Ganymede g1 true.jpg
Ганімед, сфотографований КА «Галілео».
Кольори справжні.

Дані про відкриття
Дата відкриття 7 січня 1610 року
Відкривач(і) Галілео Галілей
Планета Юпітер
Номер
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 1 070 400 км
Перицентр 1 069 200 км
Апоцентр 1 071 600 км
Орбітальний період 7,15455296 діб
Ексцентриситет орбіти 0,0013
Нахил орбіти 0,20° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Середній радіус 2634,1 ± 0,3 км
Площа поверхні 8,7×107 км²
Об'єм 7,6×1010 км³
Маса 1,4819×1023 кг
Густина 1,936 г/см³
Прискорення вільного падіння 1,428 м/с²
Друга космічна швидкість 2,741 км/с
Атмосфера
Інші позначення

Commons-logo.svg Ганімед у Вікісховищі

Ганімед — найбільший супутник Юпітера, що належить до групи галілеєвих супутників. Одночасно є найбільшим супутником у Сонячній системі. Його діаметр дорівнює 5268 км, що на 2 % більше, ніж у Титана (другого за величиною супутника в Сонячній системі) і на 8 % більше, ніж у Меркурія. При цьому маса Ганімеда становить лише 45 % маси Меркурія, але серед супутників планет вона є рекордною. Ганімед перевищує Місяць за масою в 2,02 разів[1][2]. Облітаючи орбіту приблизно за сім днів, Ганімед бере участь в орбітальному резонансі 1:2:4 з двома іншими супутниками Юпітера — Європою та Іо.

Ганімед складається з приблизно рівної кількості силікатних порід і водяного льоду. Це повністю диференційоване[ru] тіло з рідким ядром, багатим залізом. Ймовірно в його надрах на глибині близько 200 км між шарами льоду є океан рідкої води[3]. На поверхні Ганімеда спостерігається два типи ландшафту. Третину поверхні супутника займають темні області, поцятковані ударними кратерами[ru]. Їхній вік сягає чотирьох мільярдів років. Решту площі займають молодші світлі області, вкриті борознами і хребтами. Причини складної геології світлих областей зрозумілі не до кінця. Ймовірно, вона пов'язана з тектонічною активністю, викликаною припливним нагріванням[4].

Ганімед — єдиний супутник в Сонячній системі, що має власну магнітосферу. Швидше за все, її створює конвекція в рідкому ядрі, багатому залізом[5]. Невелика магнітосфера Ганімеда розташовується в межах набагато більшої магнітосфери Юпітера і лише незначно деформує її силові лінії. У супутника є тонка атмосфера, до складу якої входять такі алотропні модифікації кисню, як O (атомарний кисень), O2 (кисень) і, можливо, O3 (озон)[6]. Кількість атомарного водню (H) в атмосфері незначна. Чи є у Ганімеда іоносфера, незрозуміло[7].

Ганімед відкрив Галілео Галілей, який побачив його 7 січня 1610 року[8][9][10]. Незабаром Симон Маріус запропонував назвати його на честь виночерпця Ганімеда[11]. Першим космічним апаратом, що вивчав Ганімед, був «Піонер-10» у 1973 році[12]. Набагато детальніші дослідження виконали апарати програми «Вояджер» у 1979 році. Космічний апарат «Галілео», який вивчав систему Юпітера починаючи з 1995 року, виявив підземний океан і магнітне поле Ганімеда. У 2012 році Європейське космічне агентство схвалило нову місію для досліджень крижаних супутників Юпітера — JUICE; її запуск планується на 2022 рік, а прибуття в систему Юпітера — на 2030 рік. На 2020 рік запланована місія Europa Jupiter System Mission – Laplace.

Відкриття[ред.ред. код]

Зазвичай відкриття Ганімеда приписують Галілеєві, який скерував на Юпітер сконструйований власноруч телескоп, і спостерігав поблизу цієї планети чотири «зірки», що постійно змінювали своє розташування. Ці об'єкти і виявилися найбільшими супутниками Юпітера, які пізніше назвали «галілеєвими». 1614 року з'явилася праця німецького астронома Сімона Маріуса «Mundus Jovialis», в якій він стверджував, що спостерігав ці об'єкти на кілька днів раніше Галілея. Сам Галілей цю працю вважав плагіатом.

Назва[ред.ред. код]

Назву супутника було запропоновано Маріусом, проте ухвалено її було лише у XX столітті. Вона походить з грецької міфології. Юнак Ганімед був слугою, виночерпієм і коханцем Зевса (Юпітера).

Походження та еволюція[ред.ред. код]

Ганімед, ймовірно, сформувався з акреційного диску чи газопилової туманності, яка оточувала Юпітер деякий час після його утворення[13]. Формування Ганімеда, ймовірно, зайняло близько 10 000 років[14] (на порядок менше оцінки для Каллісто). В туманності Юпітера при формуванні галілеєвих супутників, ймовірно, було відносно мало газу, що може пояснювати дуже повільне формування Каллісто[13]. Ганімед утворився ближче до Юпітера, де туманність була щільнішою, що і пояснює його швидше формування[14]. Це, в свою чергу, призвело до того, що тепло, яке виділялося при акреції, не встигало розсіюватися. Це, можливо, викликало танення льоду і відділення від нього скельних порід. Камені осіли в центрі супутника, формуючи ядро. На відміну від Ганімеда, при формуванні Каллісто тепло встигало відводитися, льоди в її надрах не танули і диференціації не відбувалося[15]. Ця гіпотеза пояснює, чому два супутника Юпітера настільки різні, незважаючи на подібність маси і складу[15][16]. Альтернативні теорії пояснюють вищу внутрішню температуру Ганімеда припливним нагріванням[17] або інтенсивнішою дією на нього пізнього важкого бомбардування[18][19][20].

Ядро Ганімеда після формування зберегло більшу частину тепла, накопиченого під час акреції та диференціації. Воно повільно віддає це тепло крижаній мантії, працюючи як своєрідна теплова батарея[15]. Мантія, в свою чергу, переносить це тепло на поверхню конвекцією[16]. Розпад радіоактивних елементів в ядрі продовжив його розігрівати, викликаючи подальшу диференціацію: були сформовані внутрішнє ядро із заліза та сульфіду заліза[ru] і силікатна мантія[15][21]. Так Ганімед став повністю диференційованим тілом. Для порівняння, радіоактивне нагрівання недиференційованої Каллісто викликав лише конвекцію в її крижаних надрах, що ефективно їх охолодило і запобігло великомасштабному таненню льоду та швидкій диференціації[22]. Процес конвекції на Каллісто викликав лише часткове відділення каменів від льоду[22]. Наразі Ганімед продовжує повільно охолоджуватися[21]. Тепло, що йде від ядра та силікатної мантії, дозволяє існувати підземному океану[23], а повільне охолодження рідкого ядра з Fe і FeS викликає конвекцію і підтримує генерацію магнітного поля[21]. Поточний тепловий потік з надр Ганімеда, ймовірно, вищий, ніж у Каллісто[15].

Орбіта і обертання[ред.ред. код]

Ганімед перебуває на відстані 1 070 400 кілометрів від Юпітера, що робить його третім за віддаленістю галілеєвим супутником[24]. Йому потрібно сім днів і три години, щоб здійснити повний оберт навколо Юпітера. Як і в більшості відомих супутників, обертання Ганімеда синхронізоване з обертанням навколо Юпітера, і він завжди повернутий однією стороною до планети[25]. Його орбіта має невеликі нахил до екватора Юпітера і ексцентриситет, які квазіперіодично змінюються у зв'язку із віковими збуреннями від Сонця і планет. Ексцентриситет змінюється в діапазоні 0,0009—0,0022, а нахил — в діапазоні 0,05°—0,32°[26]. Ці орбітальні коливання змушують нахил осі обертання (кут між цією віссю і перпендикуляром до площини орбіти) змінюватися від 0 до 0,33°[27].

Резонанс Лапласа (орбітальний резонанс) супутників Ганімед, Європа та Іо

Ганімед перебуває в орбітальному резонансі з Європою та Іо: на кожен оберт Ганімеда навколо планети припадає два оберти Європи і чотири оберти Іо[26][28]. Максимальне зближення Іо та Європи відбувається, коли Іо перебуває в перицентрі, а Європа — в апоцентрі. З Ганімедом Європа зближується, перебуваючи в своєму перицентрі[26]. Таким чином, вишиковування в одну лінію всіх цих трьох супутників неможливе. Такий резонанс називається резонансом Лапласа[29].

Сучасний резонанс Лапласа нездатний збільшити ексцентриситет орбіти Ганімеда[29]. Сучасне значення ексцентриситету становить близько 0,0013, що може бути наслідком його збільшення за рахунок резонансу в минулі епохи[28]. Але якщо він не збільшується в наш час, то виникає питання, чому він не обнулився через припливну дисипації енергії в надрах Ганімеда[29]. Можливо, останнє збільшення ексцентриситету відбулося недавно — кілька сотень мільйонів років тому[29]. Оскільки ексцентриситет орбіти Ганімеда відносно невеликий (в середньому 0,0015)[28], припливне розігрівання цього супутника зараз незначне[29]. Однак в минулому Ганімед, можливо, міг один або декілька разів пройти через резонанс, подібний до лапласового, який був здатний збільшити ексцентриситет орбіти до значень 0,01—0,02[4][29]. Це, ймовірно, викликало суттєве припливне розігрівання надр Ганімеда, що могло стати причиною тектонічної активності, що сформувала нерівний ландшафт[4][29].

Є дві гіпотези походження лапласівського резонансу Іо, Європи та Ганімеда: те, що він існував з часів появи Сонячної системи[30] або що він з'явився пізніше. У другому випадку ймовірній такий розвиток подій: Іо підіймала на Юпітері припливи, які призвели до її віддалення від нього, доки вона не вступила в резонанс 2:1 з Європою; після цього радіус орбіти Іо продовжував збільшуватися, але частина кутового моменту була передана Європі і вона також віддалилася від Юпітера; процес продовжувався, доки Європа не вступила в резонанс 2:1 з Ганімедом[29]. Зрештою радіуси орбіт цих трьох супутників досягли значень, які відповідали резонансу Лапласа[29].

Фізичні характеристики[ред.ред. код]

Склад[ред.ред. код]

Різка границя між давнім темним ландшафтом області Ніколсона та молодою яскравою борозною Арпагії

Середня густина Ганімеда становить 1,936 г/см3. Ймовірно, він складається з рівних кількостей скельних порід і води (переважно замерзлої)[4]. Масова частка льоду становить 46—50 %, що дещо нижче, ніж у Каллісто[31]. В льодах можуть міститися деякі леткі гази, такі як аміак[23][31]. Точний склад скельних порід Ганімеда невідомий, але він, ймовірно, близький до складу звичайних хондритів груп L і LL, які відрізняються від H-хондритів меншим повним вмістом заліза, меншим вмістом металічного заліза і більшим — оксиду заліза. Співвідношення мас заліза і кремнію на Ганімеді становить 1,05—1,27 (для порівняння, у Сонця воно дорівнює 1,8).

Альбедо поверхні Ганімеда становить близько 43 %[32]. Водяний лід є практично на всій поверхні і його масова частка коливається в межах 50—90 %[4], що значно вище, ніж на Ганімеді в цілому. Ближня інфрачервона спектроскопія показала наявність широких абсорбційних смуг водяного льоду на довжинах хвиль 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 і 3,0 мкм[32]. Світлі ділянки менш рівні і мають більшу кількість льоду у порівнянні з темними[33]. Аналіз ультрафіолетового і ближнього інфрачервоного спектра з високою роздільністю, отриманих космічним апаратом «Галілео» і наземними інструментами, показав наявність і інших речовин: вуглекислого газу, діоксиду сірки та, можливо, ціану[ru], сірчаної кислоти і різних органічних сполук[4][34]. За результатами місії «Галілео» передбачається наявність на поверхні деякої кількості толінів[35]. Результати «Галілео» також показали наявність на поверхні Ганімеда сульфату магнію (MgSO4) і, можливо, сульфату натрію (Na2SO4)[25][36]. Ці солі могли утворитися в підземному океані[36].

Поверхня Ганімеда асиметрична. Ведуча півкуля (повернута в бік руху супутника по орбіті) світліша, ніж ведена[32]. На Європі ситуація така же, а на Каллісто — протилежна[32]. На веденій півкулі Ганімеда, мабуть, більше діоксиду сірки[37][38]. Кількість вуглекислого газу на обидвох півкулях однакова, але його немає поблизу полюсів[34][39]. Ударні кратери на Ганімеді (крім одного) не показують збагачення вуглекислим газом, що також відрізняє цей супутник від Каллісто. Підземні запаси вуглекислого газу на Ганімеді були, ймовірно, вичерпані ще в минулому[39].

Поверхня[ред.ред. код]

Світлі і темні регіони на поверхні Ганімеда

На межі 20-21 століть навколо Ганімеду обертався космічний зонд Галілей, завдяки якому було отримано докладні дані про будову Юпітера та його супутників. На їхній підставі стверджується, що поверхня Ганімеду є диференційована — спостерігаються геологічно молоді райони, що відрізняються світлішим кольором і виступом канав, та старіших районів, що виглядають темнішими і рясніють ударними кратерами.

Можна також спостерігати регіони, що пересувалися один відносно одного, подібно континентальній корі на Землі, а на їхніх краях підіймалися гори. Проте загалом спостереження свідчать, що тектонічна активність Ганімеда згасла. Також на поверхні супутника видні полярні льодовики, що простягаються від полюсів до 40 паралелі.

Внутрішня будова[ред.ред. код]

Внутрішня будова Ганімеда

Ганімед є найбільшим супутником Сонячної системи[40]. За розмірами він більший за Плутон i Меркурій. Проте середня густина його порівняно низька (близько 1,9 г/см3), тому маса супутника становить лише половину маси Меркурія.

Внутрішня структура Ганімеду також диференційована. У його надрах виділяють порівняно невелике залізне ядро, оточене товстою мантією із силікатів. Над мантією простягається шар м'якого льоду, або океан рідкої води, подібний океану на Європі. Однак поверхня являє собою тверду льодову шкаралупу.

Вчені підрахували, що океан 100 кілометрів товщиною - в 10 раз глибший, ніж океани Землі - і похований під 150 км корою, в основному з льоду. Вчені вперше запідозрили наявність океану в Ганімеда в 1970-х, на основі моделей великих супутників. Місія НАСА Галілео, яка виміряла магнітне поле Ганімеда в 2002 році, забезпечила перші докази, що підтверджували ці підозри. Нарешті космічний телескоп Габбла виявив переконливі докази цього. Нові спостереження були зроблені в ультрафіолетовому світлі, чого можна було досягнути тільки з космічного телескопа високо над земною атмосферою, яка блокує більшість ультрафіолету. Полярні сяйва пов'язані з магнітним полем супутника, яке спускається аж до ядра Ганімеда. Сольовий океан впливає на динаміку магнітного поля, оскільки взаємодіє з величезним магнітним полем Юпітера, яке охоплює супутник[41].

Атмосфера[ред.ред. код]

Спостереження за допомогою телескопа Хаббла вказують на існування навколо супутника розрідженої атмосфери, яка майже на 100% складається з кисню. Вона з'являється завдяки дисоціації поверхневих льодів під дією сонячних променів. Вивільнені у такий спосіб кисень та водень підіймаються вгору, причому водень, як найлегший газ, не втримується гравітацією супутника і виноситься до космічного простору.

Магнітне поле[ред.ред. код]

Ганімед має магнітне поле досить сильне, щоб створити магнітосферу, яка протидіє магнітосфері Юпітера. Проте магнітне поле Ганімеда має елементи, зумовлені змінами в магнітосфері Юпітера.

Виміри зонду Галілей показали, що індуковане поле становить 84% від передбаченого теоретичними розрахунками. Ця різниця може свідчити про наявність рідкої води під льодом Ганімеда.

Вивчення[ред.ред. код]

Зображення Ганімеда, зроблене «Піонером-10» в 1973 році

Юпітер (як і всі інші газові планети) цілеспрямовано вивчався лише міжпланетними станціями НАСА. Декілька космічних апаратів досліджували Ганімед зблизька, включаючи чотири прольоти в 1970-х і численні прольоти з 1990-х до 2000-х років. Перші фотографії Ганімеда з космосу були зроблені «Піонером-10», що пролетів біля Юпітера у грудні 1973 року, і «Піонером-11», який пролетів у 1974 році[12]. Завдяки цим апаратам були отримані точніші відомості про фізичні характеристики супутника (наприклад, «Піонер-10» уточнив його розміри і густину). На їхніх знімках видно деталі розміром від 400 км[42][43]. Найбільше зближення Піонера-10 становило 446 250 кілометрів[44].

У березні 1979 року біля Ганімеда пролетів «Вояджер-1» на відстані 112 тис. км, а у липні — «Вояджер-2» на відстані 50 тис. км. Вони передали якісні знімки поверхні супутника і виконали ряд вимірювань. Зокрема, вони уточнили його розмір, і виявилося, що це найбільший супутник у Сонячній системі (раніше найбільшим вважали супутник Сатурна Титан)[45]. Сучасні гіпотези про геологію супутника з'явилися завдяки даним «Вояджерів»[46].

З грудня 1995 року по вересень 2003 року систему Юпітера вивчав «Галілео». За цей час він шість разів зближувався з Ганімедом[25]. Найменування прольотів — G1, G2, G7, G8, G28 і G29[5]. Під час найближчого прольоту (G2) «Галілео» пройшов на відстані 264 км від його поверхні[5] і передав про нього багато цінних відомостей, включаючи детальні фотографії. Під час прольоту G1 у 1996 році «Галілео» виявив у Ганімеда магнітосферу[47], а в 2001 році — підземний океан[5][25]. Завдяки даним «Галілео» вдалося побудувати відносно точну модель внутрішньої будови супутника. Також «Галілео» передав велику кількість спектрів і виявив на поверхні Ганімеда декілька некрижаних речовин[34].

Апарат «Нові обрії» на шляху до Плутона у 2007 році надіслав фотографії Ганімеда у видимому та інфрачервоному діапазонах, а також надав топографічні відомості і карту складу[48][49].

Запропонована для запуску в 2020 році «Europa Jupiter System Mission» (EJSM) — спільна програма NASA, ESA і Роскосмосу по вивченню супутників Юпітера. У лютому 2009 року було оголошено, що ESA і NASA надали їй більшого пріоритету, ніж місії «Titan Saturn System Mission»[50]. Для ESA фінансування цієї місії ускладнене наявністю у цього агентства інших проектів, що потребують фінансування[51]. Кількість апаратів, які будуть запущені, змінюється від двох до чотирьох: «Jupiter Europa Orbiter» (NASA), «Jupiter Ganymede Orbiter» (ESA), «Jupiter Magnetospheric Orbiter» (JAXA) и «Jupiter Europa Lander» (Роскосмос).

Однією з відмінених місій з вивчення Ганімеда є місія «Jupiter Icy Moons Orbiter». Для польоту космічного корабля використовувалося б ядерне паливо, що було б зручним для детальнішого вивчення Ганімеда[52]. Однак через скорочення бюджету місія була скасована у 2005 році. Інша запропонована місія називалася «The Grandeur of Ganymede» — «Велич Ганімеда»[53].

2 травня 2012 року Європейське космічне агентство (ЄКА) оголосило про старт місії Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) у 2022 році з прибуттям в систему Юпітера у 2030 році. Однією з головних цілей місії буде дослідження Ганімеда, яке почнеться у 2033 році[54].

Посилання[ред.ред. код]

  1. Ganymede Fact Sheet. www2.jpl.nasa.gov. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2010-01-14. (англ.)
  2. Ganymede. nineplanets.org. October 31, 1997. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-02-27. (англ.)
  3. Solar System's largest moon likely has a hidden ocean. Jet Propulsion Laboratory. NASA. 2000-12-16. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-01-11. (англ.)
  4. а б в г д е Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). The Galilean Satellites. Science 286 (5437). с. 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. (англ.)
  5. а б в г Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al. (2002). The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede (PDF). Icarus 157 (2). с. 507–522. Bibcode:2002Icar..157..507K. doi:10.1006/icar.2002.6834. (англ.)
  6. 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). с. 475–481. Bibcode:1998ApJ...499..475H. doi:10.1086/305604. (англ.)
  7. Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et al. (2001). The ionosphere of Ganymede (ps). Planet. Space Sci. 49 (3-4). с. 327–336. Bibcode:2001P&SS...49..327E. doi:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. (англ.)
  8. Galilei, Galileo; translated by Edward Carlos and edited by Peter Barker (March 1610). Sidereus Nuncius. University of Oklahoma History of Science. Архів оригіналу за 2014-03-28. Процитовано 2014-08-11. (англ.)
  9. Wright, Ernie. Galileo's First Observations of Jupiter. University of Oklahoma History of Science. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2010-01-13. (англ.)
  10. NASA: Ganymede. Solarsystem.nasa.gov. 2009-09-29. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2010-03-08. (англ.)
  11. Satellites of Jupiter. The Galileo Project. Архів оригіналу за 2011-08-25. Процитовано 2007-11-24. (англ.)
  12. а б Pioneer 11. Solar System Exploration. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-01-06. (англ.)
  13. а б Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (PDF). The Astronomical Journal 124 (6). с. 3404–3423. Bibcode:2002AJ....124.3404C. doi:10.1086/344684. (англ.)
  14. а б 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). с. 198–231. Bibcode:2003Icar..163..198M. doi:10.1016/S0019-1035(03)00076-9. (англ.)
  15. а б в г д McKinnon, William B. (2006). On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. Icarus 183 (2). с. 435–450. Bibcode:2006Icar..183..435M. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. (англ.)
  16. а б Freeman, J. (2006). Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto (PDF). Planetary and Space Science 54 (1). с. 2–14. Bibcode:2006P&SS...54....2F. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Архів оригіналу за 2007-08-24. (англ.)
  17. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997-03). Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede. Icarus 127 (1) (Elsevier). с. 93–111. Bibcode:1997Icar..127...93S. doi:10.1006/icar.1996.5669.  
  18. Baldwin, E. (2010-01-25). Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy. Astronomy Now Online. Astronomy Now. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2010-03-01.  
  19. 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). Houston. Процитовано 2010-03-01. 
  20. 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). с. 164–167. Bibcode:2010NatGe...3..164B. doi:10.1038/NGEO746. Процитовано 2010-03-01. (англ.)
  21. а б в 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). с. E09008. Bibcode:2006JGRE..11109008H. doi:10.1029/2005JE002557. (англ.)
  22. а б Nagel, K.A; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. Icarus 169 (2). с. 402–412. Bibcode:2004Icar..169..402N. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. (англ.)
  23. а б Spohn, T.; Schubert, G. (2003). Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? (PDF). Icarus 161 (2). с. 456–467. Bibcode:2003Icar..161..456S. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. (англ.)
  24. Jupiter's Moons. The Planetary Society. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2007-12-07. (англ.)
  25. а б в г Miller, Ron; William K. Hartmann (May 2005). The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System (вид. 3rd). Thailand: Workman Publishing. с. 108–114. ISBN 0-7611-3547-2. (англ.)
  26. а б в Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. Icarus 159 (2). с. 500–504. Bibcode:2002Icar..159..500M. doi:10.1006/icar.2002.6939. (англ.)
  27. Bills, Bruce G. (2005). Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter. Icarus 175 (1). с. 233–247. Bibcode:2005Icar..175..233B. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. (англ.)
  28. а б в High Tide on Europa. SPACE.com. Архів оригіналу за 2008-07-24. Процитовано 2007-12-07. (англ.)
  29. а б в г д е ж и к Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1997). Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede (PDF). Icarus 127 (1). с. 93–111. Bibcode:1997Icar..127...93S. doi:10.1006/icar.1996.5669. (англ.)
  30. Peale, S.J.; Lee, Man Hoi (2002). A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites. Science 298 (5593). с. 593–597. arXiv:astro-ph/0210589. Bibcode:2002Sci...298..593P. doi:10.1126/science.1076557. PMID 12386333. (англ.)
  31. а б Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). Internal structure of Europa and Callisto. Icarus 177 (2). с. 550–369. Bibcode:2005Icar..177..550K. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. (англ.)
  32. а б в г 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). с. 19041–19048. Bibcode:1995JGR...10019041C. doi:10.1029/94JE03349. (англ.)
  33. Ganymede: the Giant Moon. Wayne RESA. Архів оригіналу за 2007-12-02. Процитовано 2007-12-31. (англ.)
  34. а б в 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). с. 8603–8626. Bibcode:1998JGR...103.8603M. doi:10.1029/98JE00788. (англ.)
  35. T. B. McCord et al. Organics and Other Molecules in the Surfaces of Callisto and Ganymede // Science. — 1997. — Vol. 278, no. 5336. — P. 271–275. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.278.5336.271.(англ.)
  36. а б 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). с. 1523–1525. Bibcode:2001Sci...292.1523M. doi:10.1126/science.1059916. PMID 11375486. (англ.)
  37. 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. с. 1070. Bibcode:1996DPS....28.0404D. 
  38. 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). с. 3,117–3,120. Bibcode:1998GeoRL..25.3117D. doi:10.1029/98GL02386. 
  39. а б Hibbitts, C.A.; Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B. (2003). Carbon dioxide on Ganymede. J.of Geophys. Res. 108 (E5). с. 5,036. Bibcode:2003JGRE..108.5036H. doi:10.1029/2002JE001956. (англ.)
  40. Кравчук П. А. Рекорды природы. — Любешов : Эрудит, 1993. — 216 с. : ил. — ISBN 5-7707-2044-1. (рос.)
  41. Joachim Saur, Stefan Duling, Lorenz Roth, Xianzhe Jia, Darrell F. Strobel, Paul D. Feldman, Ulrich R. Christensen, Kurt D. Retherford, Melissa A. McGrath, Fabrizio Musacchio, Alexandre Wennmacher, Fritz M. Neubauer, Sven Simon, Oliver Hartkorn The Search for a Subsurface Ocean in Ganymede with Hubble Space Telescope Observations of its Auroral Ovals. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 2015
  42. Exploration of Ganymede. Terraformers Society of Canada. Архів оригіналу за 2007-03-19. Процитовано 2008-01-06. 
  43. SP-349/396 PIONEER ODYSSEY, Chapter 6: Results at the New Frontiers(англ.)
  44. Pioneer 10 Full Mission Timeline(англ.)
  45. Voyager 1 and 2. ThinkQuest. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-01-06. (англ.)
  46. The Voyager Planetary Mission. Views of the Solar System. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-01-06. (англ.)
  47. New Discoveries From Galileo. Jet Propulsion Laboratory. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-01-06. (англ.)
  48. Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter. Space Daily. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-01-06. 
  49. Grundy, W.M.; Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et al. (2007). New Horizons Mapping of Europa and Ganymede. Science (en) 318 (5848). с. 234–237. PMID 17932288. (англ.)
  50. Rincon, Paul (2009-02-20). Jupiter in space agencies' sights. BBC News. Процитовано 2009-02-20. (англ.)
  51. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA. 2007-07-21. Архів оригіналу за 2011-08-25. Процитовано 2009-02-20. (англ.)
  52. Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO). The Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 2012-02-04. Процитовано 2008-01-06. (англ.)
  53. 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. с. 4062. (англ.)
  54. JUICE is Europe's next large science mission. ESA. 02.05.2012. Архів оригіналу за 2012-08-21. (англ.)

Дивіться також[ред.ред. код]