Ганімед (супутник)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Версія від 22:04, 13 лютого 2022, створена TohaomgBot (обговорення | внесок) (Перекладено дати в примітках з англійської на українську)
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Перевірена версія цієї сторінки, затверджена 13 лютого 2022, заснована на цій версії.
У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Ганімед (значення).
Ганімед


Зображення Ганімеда, зроблене КА « Юнона» 2021 року. Світлі поверхні, сліди недавніх ударних зіткнень, поверхні покриті борознами і біла північна полярна шапка (у верхньому правому куті зображення) багаті водяним льодом.

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
Видима зоряна величина {{{видима зоряна величина}}}
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

Ганімед у Вікісховищі

Ганіме́д — 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● 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[en]. 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

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

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

Порівняння розмірів Місяця, Ганімеда і Землі.

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[en] 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

Лист Галілея Леонардо Донато, що описує відкриття галілеєвих супутників.

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

Склад

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[en], 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 ж, 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

Докладніше: Список кратерів Ганімеда[en]
Мозаїка з фотографій протиюпітеріанської півкулі Ганімеда. Темна давня зона у верхньому правому куті — область Галілея[ru]. Її відділяють від області Маріуса (меншої темної області ліворуч) світлі вибоїни Урук[en]. Яскрава промениста структура знизу — свіжий лід, викинутий при появі відносно молодого кратера Осіріс.
Зображення веденої півкулі Ганімеда, зроблене з космічного апарата «Галілео» (кольори підсилені)[40]. У правому нижньому куті видно яскраві промені кратера Ташмет, а у верхньому правому — велике поле викидів з кратера Хершеф. Частина темної області Ніколсона розташовується знизу ліворуч. Згори праворуч вона межує з вибоїнами Гарпагія.
Фото Ганімеда (по центру меридіан 45° зх. д.). Темні ділянки — область Перрайна (згори) та область Ніколсона (знизу); променисті кратери — Трос (згори праворуч) і Чісті (знизу ліворуч)
Світлі і темні регіони на поверхні Ганімеда

Поверхня Ганімеда є сумішшю ділянок двох типів: дуже давніх сильно кратерованих темних областей і дещо молодших (але все ж давніх) світлих областей, покритих борознами, канавками та гребенями. Темні ділянки поверхні займають близько 1/3 всієї площі[41] та містять глини й органічні речовини, що може вказувати на склад планетозималей, з яких утворилися супутники Юпітера[42].

Поки що невідомо, що викликало нагрівання, необхідне для формування борознистої поверхні Ганімеда. За сучасними уявленнями, така поверхня — наслідок тектонічних процесів[4]. Кріовулканізм відіграє, ймовірно, другорядну роль, якщо відіграє взагалі[4]. Сили, що створили в літосфері Ганімеда сильні напруження, необхідні для тектонічних рухів, могли бути пов'язані з припливним розігріванням у минулому, причиною якого, можливо, були нестабільні орбітальні резонанси, через які проходив супутник[4][43]. Припливна деформація льодів могла розігріти надра Ганімеда та викликати напруження в літосфері, що призвело до появи тріщин, горстів і грабенів. При цьому на 70 % площі супутника була стерта стара темна поверхня[4][44]. Формування борознистої поверхні також може бути пов'язане з раннім формуванням ядра супутника та наступним припливним розігріванням його надр, що, в свою чергу, викликало збільшення Ганімеда на 1—6 % завдяки тепловому розширенню та фазовим переходам у льоді[4]. Можливо, в ході наступної еволюції від ядра до поверхні піднімалися плюми з розігрітої води, викликаючи деформації літосфери[45]. Найімовірніше сучасне джерело тепла в надрах супутника — радіоактивне розігрівання, яке може (принаймні, частково) забезпечити існування підповерхневого водного океану. Моделювання показує, що якщо б ексцентриситет орбіти Ганімеда був на порядок більшим від сучасного (а це, можливо, було в минулому), припливне розігрівання могло бути сильнішим від радіоактивного[46].

Кратери Гула та Ахелой (нижче). У кожного видно «вал» і «п'єдестал» із викидів.

Ударні кратери є на ділянках поверхні обох типів, але в темних областях їх особливо багато: ці області насичені кратерами і, мабуть, їх рельєф формувався переважно саме зіткненнями[4]. На яскравих борознистих ділянках кратерів набагато менше, і вони не відіграли значної ролі в еволюції їх рельєфу[4]. Щільність кратерування темних ділянок вказує на вік 4 млрд років (як і в материкових областей Місяця). Світлі ділянки молодші, але наскільки — незрозуміло[47]. Особливої інтенсивності кратерування поверхні Ганімеда (як і Місяця) досягло близько 3,5—4 млрд років тому[47]. Якщо ці дані точні, то більшість ударних кратерів залишилася з тієї епохи, і після цього їхня кількість збільшувалася незначно[2]. Деякі кратери пересічені борознами, а деякі утворилися поверх борозен. Це вказує на те, що деякі борозни доволі давні. Місцями трапляються відносно молоді кратери з променями викидів, що розходяться від них[2][48]. Кратери Ганімеда більш плоскі, ніж кратери на Меркурії чи Місяці. Ймовірно, причиною цього є невисока міцність крижаної кори Ганімеда, яка може (чи могла) згладжуватися під дією сили тяжіння. Давні кратери, які майже повністю згладжені (своєрідні «привиди» кратерів) відомі як палімпсести[en][2]; одним із найбільших палімпсестів Ганімеда є факула Мемфіс[en] діаметром 360 км.

Одна з примітних геоструктур Ганімеда — темна ділянка, що називається областю Галілея[ru], де видно сітку зі спрямованих у різні боки борозен. Ймовірно, своєю появою цей регіон зобов'язаний періоду бурхливої геологічної активності супутника[49].

На Ганімеді є полярні шапки, які, ймовірно, складаються з водяного інею. Вони покривають широти вище 40°[25]. Вперше полярні шапки спостерігалися при прольоті КА «Вояджер». Ймовірно, вони утворені молекулами води, вибитими з поверхні при її бомбардуванні частинками плазми. Такі молекули могли мігрувати на високі широти з низьких завдяки різниці температур або ж походити з найбільш полярних областей. Результати розрахунків та спостережень дозволяють робити висновок про те, що правильним є друге[50]. Наявність у Ганімеда власної магнітосфери призводить до того, що заряджені частинки інтенсивно бомбардують лише слабко захищені — полярні — області. Утворена водяна пара осаджується переважно в найхолодніших місцях цих же областей[50].

Геологічна карта Ганімеда (11 лютого 2014 року)

Внутрішня будова

Внутрішня будова Ганімеда

Ганімед є найбільшим супутником Сонячної системи[51]. За розмірами він більший за Плутон і 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[52].

Атмосфера та іоносфера

1972 року група індійських, британських і американських астрономів, працюючи в індонезійській обсерваторії імені Босси[en], повідомила про виявлення у супутника тонкої атмосфери під час спостереження покриття ним зорі[53]. Вони оцінили приповерхневий тиск атмосфери в 0,1 Па[53]. Однак 1979 року КА «Вояджер-1» спостерігав покриття Ганімедом зорі (κ Центавра●) і отримав результати, що суперечили цьому[54]. Ці спостереження виконувалися в дальньому ультрафіолеті на довжинах хвиль менше 200 нм, і вони були набагато чутливіші до наявності газів, ніж вимірювання 1972 року у видимому випромінюванні. Ніякої атмосфери датчики «Вояджера» не виявили. Верхня межа концентрації виявилася на рівні 1,5× 109 частинок/см3, що відповідає приповерхневому тиску менше 2,5 мкПа[54]. А це майже на 5 порядків менше, ніж оцінка 1972 року[54].

1995 року в Ганімеда все ж була виявлена дуже слабка киснева атмосфера (екзосфера), дуже схожа на знайдену в Європи. Ці дані були отримані телескопом Габбла[6][55]. Йому вдалося розрізнити слабке світіння атомарного кисню в дальньому ультрафіолеті (на довжині хвиль 130,4 нм і 135,6 нм). Таке світіння виникає коли молекулярний кисень розпадається на атоми при зіткненнях з електронами[6], що є достатньо переконливим підтвердженням існування нейтральної атмосфери з молекул O2. Її концентрація, ймовірно, перебуває в діапазоні 1,2× 108—7× 108 частинок/см3, що відповідає приповерхневому тиску 0,2—1,2 мкПа[6]. Такі значення узгоджуються з верхньою межею, встановленою «Вояджером» 1981 року. Кисень не є доказом наявності на супутнику життя. Вважається, що він виникає коли водяний лід на поверхні Ганімеда розділяється на водень і кисень радіацією (водень швидше виноситься у космос через низьку атомну масу)[55]. Світіння атмосфери Ганімеда, як і Європи, неоднорідне. «Габбл» спостерігав дві яскравих плями, розташованих у північній та південній півкулі біля широт ±50°, що точно відповідає межі між закритими та відкритими лініями магнітосфери Ганімеда (див. нижче)[56]. Яскраві плями, можливо, є полярними сяйвами, викликаними напливом плазми вздовж відкритих ліній магнітного поля супутника[57].

Карта температур на Ганімеді

Існування нейтральної атмосфери передбачає й існування в супутника іоносфери, тому що молекули кисню іонізуються зіткненнями зі швидкими електронами, що прибувають із магнітосфери[58], і сонячним жорстким ультрафіолетом[7]. Однак природа іоносфери Ганімеда така ж спірна, як і природа атмосфери. Деякі заміри «Галілео» показали підвищену щільність електронів поблизу від супутника, що вказує на наявність іоносфери, в той час як інші спроби її зафіксувати зазнали невдачі[7]. Концентрація електронів поблизу поверхні за різними оцінками коливається в діапазоні від 400 до 2500 см−3[7]. Станом на 2008 рік параметри можливої іоносфери Ганімеда не встановлені.

Додаткова вказівка на існування кисневої атмосфери Ганімеда — виявлення за спектральними даними газів, вморожених у лід на його поверхні. Про виявлення смуг поглинання озону (O3) було повідомлено 1996 року[59]. 1997 року спектральний аналіз виявив лінії поглинання димера (або двоатомного) кисню. Такі лінії поглинання можуть виникали лише якщо кисень перебуває у щільній фазі. Найкраще пояснення — молекулярний кисень вморожений у лід. Глибина димерних смуг поглинання залежить від широти й довготи (але не від поверхневого альбедо) — вони схильні до зменшення з широтою, в той час як тенденція для O3 протилежна[60]. Лабораторні експерименти дозволили встановити, що при температурі 100 K, характерній для поверхні Ганімеда, O2 розчиняється в льоді, а не збирається в бульбашки[61].

Виявивши в атмосфері Європи натрій, вчені почали шукати його і в атмосфері Ганімеда. 1997 року стало зрозуміло, що його там немає (точніше, як мінімум у 13 разів менше, ніж на Європі). Це може пояснюватися його нестачею на поверхні або тим, що магнітосфера Ганімеда перешкоджає зарядженим частинкам вибивати його звідти[62]. Крім того, в атмосфері Ганімеда помічено атомарний водень. Він спостерігався на відстані до 3000 км від поверхні супутника. Його концентрація біля поверхні — близько 1,5× 104 см−3[63].

Магнітосфера

Космічний апарат «Галілео» з 1995 по 2000 роки виконав шість близьких прольотів біля Ганімеда (G1, G2, G7, G8, G28 і G29)[5] та виявив, що Ганімед має доволі потужне магнітне поле і навіть свою магнітосферу, яка не залежить від магнітного поля Юпітера[64][65]. Величина магнітного моменту становить 1,3×1013 Тл·м3[5], що втричі більше, ніж у Меркурія. Вісь магнітного диполя нахилена на 176° відносно осі обертання Ганімеда, що означає її спрямованість проти магнітного моменту Юпітера[5]. Північний магнітний полюс Ганімеда розташовується нижче площини орбіти. Індукція дипольного магнітного поля, створеного постійним магнітним моментом, на екваторі супутника дорівнює 719 ± 2 нТл[5] (для порівняння — індукція магнітного поля Юпітера на відстані Ганімеда дорівнює 120 нТл)[65]. Протилежність напрямків магнітного поля Ганімеда та Юпітера робить можливим магнітне перез'єднання. Індукція власного магнітного поля Ганімеда на його полюсах удвічі більша, ніж на екваторі, і дорівнює 1440 нТл[5].

Магнітне поле Ганімеда в полі Юпітера. Замкнені силові лінії відмічені зеленим кольором.

Ганімед — єдиний супутник у Сонячній системі, в якого є власна магнітосфера. Вона дуже мала та занурена в магнітосферу Юпітера[65]. Її діаметр — близько 2—2,5 діаметра Ганімеда[64] (який становить 5268 км)[66]. У магнітосфери Ганімеда є область замкнених силових ліній, розташована нижче 30° широти, де заряджені частинки (електрони та іони) опиняються у пастці, створюючи своєрідний радіаційний пояс[66]. Основний вид іонів у магнітосфері — іони кисню O+[67], що добре узгоджується з розрідженою кисневою атмосферою супутника. У шапках полярних областей на широтах вище 30° силові лінії магнітного поля не замкнені та з'єднують Ганімед з іоносферою Юпітера[66]. У цих областях були виявлені електрони та іони, що мають високу енергію (десятки й сотні кілоелектронвольт)[58], які і можуть викликати полярні сяйва, що спостерігаються навколо полюсів Ганімеда[56]. Крім того, важкі іони неперервно осаджуються на полярній поверхні супутника, розпилюючи[en] та затемнюючи лід[58].

Взаємодія між магнітосферою Ганімеда та плазмою Юпітера багато в чому нагадує взаємодію між сонячним вітром і земною магнітосферою[66][68]. Плазма обертається разом із Юпітером і зіштовхується з магнітосферою Ганімеда на його веденій стороні, як і сонячний вітер із земною магнітосферою. Основна відмінність — швидкість плазмового потоку: надзвукова у випадку Землі та дозвукова у випадку Ганімеда. Саме тому в магнітного поля Ганімеда немає ударної хвилі з запізнювального боку[68].

Крім магнітного моменту, Ганімед має індуковане дипольне магнітне поле[5]. Його викликають зміни магнітного поля Юпітера поблизу супутника. Індукований дипольний момент направлений до Юпітера чи від нього (згідно з правилом Ленца). Індуковане магнітне поле Ганімеда на порядок слабше від власного. Його індукція на магнітному екваторі — близько 60 нТл (вдвічі менше, ніж напруженість поля Юпітера там же[5]). Індуковане магнітне поле Ганімеда нагадує аналогічні поля Каллісто та Європи і вказує на те, що цей супутник також має підповерхневий водний океан з високою електропровідністю[5].

Оскільки Ганімед повністю диференційований і має металічне ядро[4][21], його постійне магнітне поле, ймовірно, генерується тим самим способом, що і земне: як результат переміщень електропровідної речовини в надрах[5][21]. Якщо магнітне поле викликане магнітогідродинамічним ефектом[5][69], то це, ймовірно, результат конвективного руху різних речовин у ядрі[21].

Незважаючи на наявність залізного ядра, магнітосфера Ганімеда залишається загадкою, особливо з врахуванням того, що в інших подібних тіл її немає[4]. З деяких досліджень випливає, що таке маленьке ядро вже повинно було охолонути до тієї точки, коли рух рідини і підтримання магнітного поля неможливі. Одне з пояснень полягає в тому, що поле зберігається завдяки тим самим орбітальним резонансам, які призвели до складного рельєфу поверхні: внаслідок припливного розігрівання через орбітальний резонанс мантія захистила ядро від охолодження[44]. Ще одне з пояснень — залишкова намагніченість силікатних порід у мантії, що можливо, якщо у супутника було сильне поле в минулому[4].

Вивчення

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[70][71]. Найбільше зближення Піонера-10 становило 446 250 кілометрів[72].

Космічний апарат «Вояджер»

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)[73]. Сучасні гіпотези про геологію супутника з'явилися завдяки даним «Вояджерів»[74].

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[75], 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[76][77].

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»[78]. Для ESA фінансування цієї місії ускладнене наявністю у цього агентства інших проектів, що потребують фінансування[79]. 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[80]. Однак через скорочення бюджету місія була скасована у 2005 році. Інша запропонована місія називалася «The Grandeur of Ganymede» — «Велич Ганімеда»[42].

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[81].

Див. також

Посилання

  1. ↑ Ganymede Fact Sheet. www2.jpl.nasa.gov. Архів оригіналу за 8 грудня 2009. Процитовано 14 січня 2010.(англ.)
  2. ↑ а б в г Ganymede. nineplanets.org. 31 жовтня 1997. Архів оригіналу за 4 березня 2008. Процитовано 27 лютого 2008.(англ.)
  3. ↑ Solar System's largest moon likely has a hidden ocean. Jet Propulsion Laboratory. NASA. 16 грудня 2000. Архів оригіналу за 12 січня 2008. Процитовано 11 січня 2008.(англ.)
  4. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). The Galilean Satellites (PDF). Science. 286 (5437): 77—84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.(англ.)
  5. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р 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. Bibcode:2002Icar..157..507K. doi:10.1006/icar.2002.6834.(англ.)
  6. ↑ а б в г 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. Bibcode:1998ApJ...499..475H. doi:10.1086/305604.(англ.)
  7. ↑ а б в г Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et al. (2001). The ionosphere of Ganymede (ps). Planet. Space Sci. 49 (3-4): 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 (PDF). University of Oklahoma History of Science. Архів оригіналу (PDF) за 28 березня 2014. Процитовано 11 серпня 2014.(англ.)
  9. ↑ Wright, Ernie. Galileo's First Observations of Jupiter. University of Oklahoma History of Science. Архів оригіналу за 8 лютого 2009. Процитовано 13 січня 2010.(англ.)
  10. ↑ NASA: Ganymede. Solarsystem.nasa.gov. 29 вересня 2009. Архів оригіналу за 24 травня 2014. Процитовано 8 березня 2010.(англ.)
  11. ↑ Satellites of Jupiter. The Galileo Project. Архів оригіналу за 12 листопада 2007. Процитовано 24 листопада 2007.(англ.)
  12. ↑ а б Pioneer 11. Solar System Exploration. Архів оригіналу за 4 лютого 2012. Процитовано 6 січня 2008.(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): 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): 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): 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): 2—14. Bibcode:2006P&SS...54....2F. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Архів оригіналу (PDF) за 24 серпня 2007. Процитовано 12 травня 2016.(англ.)
  17. ↑ Showman, A. P.; Malhotra, R. (1997-03). Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede (PDF). Icarus. Elsevier. 127 (1): 93—111. Bibcode:1997Icar..127...93S. doi:10.1006/icar.1996.5669. 
  18. ↑ Baldwin, E. (25 січня 2010). Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy. Astronomy Now Online. Astronomy Now. Архів оригіналу за 30 січня 2010. Процитовано 1 березня 2010. 
  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 (PDF). 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. Процитовано 1 березня 2010.
  20. ↑ Barr, A. C.; Canup, R. M. (24 січня 2010). Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment. Nature Geoscience. 3 (March 2010): 164—167. Bibcode:2010NatGe...3..164B. doi:10.1038/NGEO746. Процитовано 1 березня 2010.(англ.)
  21. ↑ а б в г д е 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. Bibcode:2006JGRE..11109008H. doi:10.1029/2005JE002557. Архів оригіналу (PDF) за 27 лютого 2008. Процитовано 12 травня 2016.(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): 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): 456—467. Bibcode:2003Icar..161..456S. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Архів оригіналу (PDF) за 27 лютого 2008. Процитовано 12 травня 2016.(англ.)
  24. ↑ Jupiter's Moons. The Planetary Society. Архів оригіналу за 8 лютого 2006. Процитовано 7 грудня 2007.(англ.)
  25. ↑ а б в г д 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): 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): 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 24 липня 2008. Процитовано 7 грудня 2007.(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): 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): 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): 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): 19041—19048. Bibcode:1995JGR...10019041C. doi:10.1029/94JE03349.(англ.)
  33. ↑ Ganymede: the Giant Moon. Wayne RESA. Архів оригіналу за 2 грудня 2007. Процитовано 31 грудня 2007.(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): 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): 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: 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): 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): 5, 036. Bibcode:2003JGRE..108.5036H. doi:10.1029/2002JE001956.(англ.)
  40. ↑ Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse. Spaceflight Now. Архів оригіналу за 15 жовтня 2007. Процитовано 19 січня 2008. (англ.)
  41. ↑ Petterson, Wesley; Head, James W.; Collins, Geoffrey C. et al. (2007). A Global Geologic Map of Ganymede (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXVIII: 1098. (англ.)
  42. ↑ а б 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: 4062.(англ.)
  43. ↑ Showman, Adam P.; Stevenson, David J.; Malhotra, Renu (1997). Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede (PDF). Icarus. 129 (2): 367—383. Bibcode:1997Icar..129..367S. doi:10.1006/icar.1997.5778. (англ.)
  44. ↑ а б 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: 2020. (англ.)
  45. ↑ 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: 1781. (англ.)
  46. ↑ Huffmann, H.; Sohl, F. et al. (2004). Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede (PDF). European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts. 6. (англ.)
  47. ↑ а б Zahnle, K.; Dones, L. (1998). Cratering Rates on the Galilean Satellites (PDF). Icarus. 136 (2): 202—222. Bibcode:1998Icar..136..202Z. doi:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Архів оригіналу (PDF) за 27 лютого 2008. Процитовано 14 листопада 2016. (англ.)
  48. ↑ Ganymede. Lunar and Planetary Institute. 1997. Архів оригіналу за 11 лютого 2017. Процитовано 14 листопада 2016. (англ.)
  49. ↑ Casacchia, R.; Strom, R.G. (1984). Geologic evolution of Galileo Regio. Journal of Geophysical Research. 89: B419—B428. Bibcode:1984LPSC...14..419C. doi:10.1029/JB089iS02p0B419. (англ.)
  50. ↑ а б Khurana, Krishan K.; Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann (2007). The origin of Ganymede's polar caps (PDF). Icarus. 191 (1): 193—202. Bibcode:2007Icar..191..193K. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.022. (англ.)
  51. ↑ Кравчук П. А. Рекорды природы. — Любешов : Эрудит, 1993. — 216 с. — ISBN 5-7707-2044-1. (рос.)
  52. ↑ 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
  53. ↑ а б 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): 182. Bibcode:1973Sci...182...53C. doi:10.1126/science.182.4107.53. PMID 17829812. (англ.)
  54. ↑ а б в 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. Bibcode:1981JGR....86.8259B. doi:10.1029/JA086iA10p08259. (англ.)
  55. ↑ а б Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede. Jet Propulsion Laboratory. NASA. October 1996. Архів оригіналу за 4 травня 2009. Процитовано 15 січня 2008. (англ.)
  56. ↑ а б 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. arXiv:astro-ph/0003486. Bibcode:2000ApJ...535.1085F. doi:10.1086/308889. (англ.)
  57. ↑ Johnson, R.E. (1997). Polar "Caps" on Ganymede and Io Revisited. Icarus. 128 (2): 469—471. Bibcode:1997Icar..128..469J. doi:10.1006/icar.1997.5746. (англ.)
  58. ↑ а б в 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. Bibcode:1999JGR...10417459P. doi:10.1029/1999JA900199. (англ.)
  59. ↑ Noll, Keith S.; Johnson, Robert E. et al. (July 1996). Detection of Ozone on Ganymede. Science. 273 (5273): 341—343. Bibcode:1996Sci...273..341N. doi:10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517. Процитовано 13 січня 2008. (англ.)
  60. ↑ 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. Bibcode:1997Icar..130..505C. doi:10.1006/icar.1997.5842. (англ.)
  61. ↑ Vidal, R. A.; Bahr, D. et al. (1997). Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies. Science. 276 (5320): 1839—1842. Bibcode:1997Sci...276.1839V. doi:10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525. (англ.)
  62. ↑ Brown, Michael E. (1997). A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede. Icarus. 126 (1): 236—238. Bibcode:1997Icar..126..236B. doi:10.1006/icar.1996.5675. (англ.)
  63. ↑ 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. Bibcode:1997GeoRL..24.2147B. doi:10.1029/97GL01927. (англ.)
  64. ↑ а б Ганимед. Архів оригіналу за 13 листопада 2016. Процитовано 15 листопада 2016. (рос.)
  65. ↑ а б в Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al. (1997). The magnetic field and magnetosphere of Ganymede (PDF). Geophys. Res. Lett. 24 (17): 2155—2158. Bibcode:1997GeoRL..24.2155K. doi:10.1029/97GL02201. (англ.)
  66. ↑ а б в г Kivelson, M.G.; Warnecke, J.; Bennett, L. et al. (1998). Ganymede's magnetosphere: magnetometer overview (PDF). J.of Geophys. Res. 103 (E9): 19, 963—19, 972. Bibcode:1998JGR...10319963K. doi:10.1029/98JE00227. (англ.)
  67. ↑ Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et al. (2001). The ionosphere of Ganymede. Planet. Space Sci. 49 (3-4): 327—336. Bibcode:2001P&SS...49..327E. doi:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. (англ.)
  68. ↑ а б Volwerk, M.; Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; McPherron, R.L. (1999). Probing Ganymede's magnetosphere with field line resonances (PDF). J.of Geophys. Res. 104 (A7): 14, 729—14, 738. Bibcode:1999JGR...10414729V. doi:10.1029/1999JA900161. (англ.)
  69. ↑ Hauck, Steven A. (2002). Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede (PDF). Lunar and Planetary Science. XXXIII: 1380. (англ.)
  70. ↑ Exploration of Ganymede. Terraformers Society of Canada. Архів оригіналу за 19 березня 2007. Процитовано 6 січня 2008.
  71. ↑ SP-349/396 PIONEER ODYSSEY, Chapter 6: Results at the New Frontiers(англ.)
  72. ↑ Pioneer 10 Full Mission Timeline [Архівовано 23 липня 2011 у Wayback Machine.](англ.)
  73. ↑ Voyager 1 and 2. ThinkQuest. Архів оригіналу за 26 грудня 2007. Процитовано 6 січня 2008.(англ.)
  74. ↑ The Voyager Planetary Mission. Views of the Solar System. Архів оригіналу за 3 лютого 2008. Процитовано 6 січня 2008.(англ.)
  75. ↑ New Discoveries From Galileo. Jet Propulsion Laboratory. Архів оригіналу за 30 жовтня 2007. Процитовано 6 січня 2008.(англ.)
  76. ↑ Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter. Space Daily. Архів оригіналу за 5 січня 2008. Процитовано 6 січня 2008.
  77. ↑ Grundy, W.M.; Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et al. (2007). New Horizons Mapping of Europa and Ganymede. Science (англ.). 318 (5848): 234—237. PMID 17932288.(англ.)
  78. ↑ Rincon, Paul (20 лютого 2009). Jupiter in space agencies' sights. BBC News. Процитовано 20 лютого 2009.(англ.)
  79. ↑ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA. 21 липня 2007. Архів оригіналу за 23 листопада 2008. Процитовано 20 лютого 2009.(англ.)
  80. ↑ Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO). The Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 11 лютого 2008. Процитовано 6 січня 2008.(англ.)
  81. ↑ JUICE is Europe's next large science mission. ESA. 02.05.2012. Архів оригіналу за 27.05.2013. Процитовано 13.05.2016.(англ.)

Див. також

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ганімед_(супутник)&oldid=34602450