Ganymedes (měsíc): Porovnání verzí
m →Povrch: fix link |
|||
Řádek 120: | Řádek 120: | ||
[[Hmotnostní zlomek]] ledu je mezi 46 až 50 %, což je nepatrně méně než u Callista.<ref name=Kuskov2005>{{cite journal|last=Kuskov|first=O.L.|coauthors=Kronrod, V.A.|title=Internal structure of Europa and Callisto|year=2005|volume=177|pages=550–369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K | journal = Icarus}}</ref> Předpokládá se, že se v ledu budou nacházet i další příměsy jako [[čpavek]].<ref name=Kuskov2005/><ref name=Spohn2003>{{cite journal |last=Spohn|first=T.|coauthors=Schubert, G.|title=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|journal=Icarus|year=2003|volume=161|pages=456–467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|format=PDF}}</ref> Přesné složení horninového pláště není známo, ale je pravděpodobně tvořené [[chondrit]]y typu L či LL, které jsou charakteristické menším zastoupením celkového železa, kovového železa a s vyšším obsahem oxidy železa než chondrity typu H. Hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům je 1,05 až 1,27 v případě Ganymedu, naproti tomu u [[Slunce]] je tento poměr 1,8.<ref name=Kuskov2005/> ''' |
[[Hmotnostní zlomek]] ledu je mezi 46 až 50 %, což je nepatrně méně než u Callista.<ref name=Kuskov2005>{{cite journal|last=Kuskov|first=O.L.|coauthors=Kronrod, V.A.|title=Internal structure of Europa and Callisto|year=2005|volume=177|pages=550–369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K | journal = Icarus}}</ref> Předpokládá se, že se v ledu budou nacházet i další příměsy jako [[čpavek]].<ref name=Kuskov2005/><ref name=Spohn2003>{{cite journal |last=Spohn|first=T.|coauthors=Schubert, G.|title=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|journal=Icarus|year=2003|volume=161|pages=456–467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|format=PDF}}</ref> Přesné složení horninového pláště není známo, ale je pravděpodobně tvořené [[chondrit]]y typu L či LL, které jsou charakteristické menším zastoupením celkového železa, kovového železa a s vyšším obsahem oxidy železa než chondrity typu H. Hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům je 1,05 až 1,27 v případě Ganymedu, naproti tomu u [[Slunce]] je tento poměr 1,8.<ref name=Kuskov2005/> ''' |
||
[[Albedo]] Ganymedu dosahuje 43 %.<ref name=Calvin1995/> Vodní led se zdá přítomný všude na porvchu s hmotnostním zastoupením 50 až 90 %<ref name=Showman1999>{{cite journal|last=Showman |first=Adam P.|coauthors=Malhotra, Renu|title=The Galilean Satellites|year=1999|journal=Science|volume=286|pages=77–84|doi=10.1126/science.286.5437.77| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|format=PDF|pmid=10506564}}</ref> což je značně více než je zastoupení ledu v rámci celého tělesa měsíce. V infračervené spektroskopii se ukazuje přítomnost silných absorbčních čar o délce 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometru odpovídající vodnímu ledu.<ref name=Calvin1995>{{cite journal|last=Calvin|first=Wendy M.|coauthors=Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer John R.|title=Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary|journal=J. |
[[Albedo]] Ganymedu dosahuje 43 %.<ref name=Calvin1995/> Vodní led se zdá přítomný všude na porvchu s hmotnostním zastoupením 50 až 90 %<ref name=Showman1999>{{cite journal|last=Showman |first=Adam P.|coauthors=Malhotra, Renu|title=The Galilean Satellites|year=1999|journal=Science|volume=286|pages=77–84|doi=10.1126/science.286.5437.77| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|format=PDF|pmid=10506564}}</ref> což je značně více než je zastoupení ledu v rámci celého tělesa měsíce. V infračervené spektroskopii se ukazuje přítomnost silných absorbčních čar o délce 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometru odpovídající vodnímu ledu.<ref name=Calvin1995>{{cite journal|last=Calvin|first=Wendy M.|coauthors=Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer John R.|title=Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary|journal=J. Geophys. Res.|year=1995|volume=100|pages=19,041–19,048| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JGR...10019041C|doi=10.1029/94JE03349}}</ref> Popraskaný povrch je jasnější a je tvořen více ledem než tmavší oblasti.<ref name="RESA">{{cite web|url=http://www.resa.net/nasa/ganymede.htm|archiveurl=http://web.archive.org/web/20071202132022/http://www.resa.net/nasa/ganymede.htm|archivedate=2007-12-02|title=Ganymede: the Giant Moon|work=Wayne RESA|accessdate=2007-12-31}}</ref> Analýza snímků ve vysokým rozlišení, v infračervením spektru pořízených sondou Galileo a za pomoci pozemních pozorování potvrdilo přítomnost i nevodních sloučenin jako jsou [[oxid uhličitý]], [[oxid siřičitý]] a pravděpodobně i [[dikyan]], [[kyselina sírová]] a množství organických sloučenin.<ref name=Showman1999/><ref name=McCord1998>{{cite journal|last=McCord|first=T.B.|coauthors=Hansen, G.V.; Clark, R.N. et al.|title=Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation|journal=J. Of Geophys. Res.|year=1998|volume=103|issue=E4| pages=8,603–8,626|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998JGR...103.8603M|doi=10.1029/98JE00788}}</ref> Galileo taktéž objevil [[síran hořečnatý]] (MgSO<sub>4</sub>) a nejspíše i [[síran sodný]] (Na<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>) na povrchu měsíce.<ref name="The Grand Tour"/><ref name=McCord2001>{{cite journal|last=McCord|first=Thomas B.|coauthors=Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A.|title=Hydrated Salt Minerals on Ganymede’s Surface: Evidence of an Ocean Below|journal=Science|year=2001|volume=292|pages=1523–1525| doi=10.1126/science.1059916|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Sci...292.1523M|pmid=11375486}}</ref> Objevené soli by mohly pocházet z podpovrchového oceánu.<ref name=McCord2001/> |
||
Povrch Ganymedu je asymetrický, přivrácená polokoule<ref group=pozn.>Přivrácená polokoule je ta, která směřuje ve směru oběhu kolem planety, odvrácená je definována opačně.</ref> směrem ke směru oběhu je světlejší naž ta odvrácená,<ref name=Calvin1995/> což je stejné jako v případě Europy, ale opačné než u Callista.<ref name=Calvin1995/> Předpokládá se, že přivrácená polokoule je obohacena [[Oxid siřičitý|oxidem siřičitým]].<ref name=Domingue1996>{{cite journal|last=Domingue |first=Deborah|coauthors=Lane, Arthur; Moth, Pimol|title= Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites |journal=Bulletin of the American Astronomical Society|year=1996|volume=28|page=1070|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996DPS....28.0404D }}</ref><ref name=Domingue1998>{{cite journal|last=Domingue|first=Deborah L.|coauthors= Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A.|title=IEU’s detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1998|volume=25|issue=16|pages=3,117–3,120|doi=10.1029/98GL02386| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998GeoRL..25.3117D}}</ref> Oproti tomu rozložení oxidu uhličitého se zdá být symetrické po měsíci vyjma oblastí pólů, kde nebyl pozorován.<ref name=McCord1998/><ref name=Hibbitts2003>{{cite journal|last=Hibbitts|first=C.A.|coauthors= Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B.|title=Carbon dioxide on Ganymede|journal=J.of Geophys. Res.|year=2003|volume=108|issue=E5|pages=5,036|doi=10.1029/2002JE001956| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003JGRE..108.5036H}}</ref> Impaktní krátery na Ganymedu (vyjma jednoho) neukazují žádné známky obohacení oxidem uhličitým, které je známé z Callista. Pravděpodobně v minulosti došlo k tomu, že Ganymed své zásoby oxidu uhličitého vyčerpal.<ref name=Hibbitts2003/> |
Povrch Ganymedu je asymetrický, přivrácená polokoule<ref group=pozn.>Přivrácená polokoule je ta, která směřuje ve směru oběhu kolem planety, odvrácená je definována opačně.</ref> směrem ke směru oběhu je světlejší naž ta odvrácená,<ref name=Calvin1995/> což je stejné jako v případě Europy, ale opačné než u Callista.<ref name=Calvin1995/> Předpokládá se, že přivrácená polokoule je obohacena [[Oxid siřičitý|oxidem siřičitým]].<ref name=Domingue1996>{{cite journal|last=Domingue |first=Deborah|coauthors=Lane, Arthur; Moth, Pimol|title= Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites |journal=Bulletin of the American Astronomical Society|year=1996|volume=28|page=1070|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996DPS....28.0404D }}</ref><ref name=Domingue1998>{{cite journal|last=Domingue|first=Deborah L.|coauthors= Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A.|title=IEU’s detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1998|volume=25|issue=16|pages=3,117–3,120|doi=10.1029/98GL02386| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998GeoRL..25.3117D}}</ref> Oproti tomu rozložení oxidu uhličitého se zdá být symetrické po měsíci vyjma oblastí pólů, kde nebyl pozorován.<ref name=McCord1998/><ref name=Hibbitts2003>{{cite journal|last=Hibbitts|first=C.A.|coauthors= Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B.|title=Carbon dioxide on Ganymede|journal=J.of Geophys. Res.|year=2003|volume=108|issue=E5|pages=5,036|doi=10.1029/2002JE001956| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003JGRE..108.5036H}}</ref> Impaktní krátery na Ganymedu (vyjma jednoho) neukazují žádné známky obohacení oxidem uhličitým, které je známé z Callista. Pravděpodobně v minulosti došlo k tomu, že Ganymed své zásoby oxidu uhličitého vyčerpal.<ref name=Hibbitts2003/> |
||
Řádek 132: | Řádek 132: | ||
[[Image:Ganymede terrain.jpg|thumb|250px|Ostrá hranice oděluje tmavou oblast [[Nicholson Regio]] od světlé oblasti [[Harpagia Sulcus]]]] |
[[Image:Ganymede terrain.jpg|thumb|250px|Ostrá hranice oděluje tmavou oblast [[Nicholson Regio]] od světlé oblasti [[Harpagia Sulcus]]]] |
||
Zdá se, že Ganyméd je zcela diferenciovaný. Skládá se z jádra, které obsahuje [[Sulfid železnatý|sulfidy železa]] a železo, křemičitého pláště a vnějšího ledového pláště.<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002>{{cite journal|last=Sohl|first=F.|coauthors=Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K.|title=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|journal=Icarus|year=2002|volume=157|pages=104–119| doi=10.1006/icar.2002.6828|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..157..104S}}</ref> Tento model je podporován nízkou hodnotou bezrozměrného<ref group=pozn.> |
Zdá se, že Ganyméd je zcela diferenciovaný. Skládá se z jádra, které obsahuje [[Sulfid železnatý|sulfidy železa]] a železo, křemičitého pláště a vnějšího ledového pláště.<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002>{{cite journal|last=Sohl|first=F.|coauthors=Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K.|title=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|journal=Icarus|year=2002|volume=157|pages=104–119| doi=10.1006/icar.2002.6828|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..157..104S}}</ref> Tento model je podporován nízkou hodnotou bezrozměrného<ref group=pozn.>Bezrozměrný moment setrvačnosti lze vypočítat jako ''I/(mr^2)'', kde ''I'' je moment setrvačnosti, ''m'' hmostnost a ''r'' střední poloměr. Pro homogenní kouli je bezrozměrný moment roven 0,4, avšak čím více hustota roste směrem ke středu tímje hodnota nižší.</ref> [[moment setrvačnosti|momentu setrvačnosti]] — 0,3105 ± 0,0028 —, které bylo změřeno během přeletů sondy Galileo<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002/> Ve skutečnosti má Ganymed nejnižší [[moment setrvačnosti]] ze všech pevných těles ve sluneční soustavě. Existence tekutého, železem bohatého jádra umožňuje vysvětlit existenci vlastního magnetického pole Ganymedu naměřené sondou Galileo.<ref name=Hauk2006/> Konvekce tekutého železa, které je vysoce [[elektrická vodivost|elektricky vodivé]], je nejpřijímanější model vysvětlující vznik magnetického pole.<ref name=Kivelson2002/> |
||
[[Image:Noaa ganymede.jpg|thumb|left|250px|Ganymed]] |
[[Image:Noaa ganymede.jpg|thumb|left|250px|Ganymed]] |
||
Určení přesné tloušťky jednotlivých vrstev uvnitř Ganymedu závisí na poměru minerálů v silikátech (zastoupení [[olivín]]u a [[pyroxen]]u) a množství síry v jádře.<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/> Odhaduje se, že vnitřní jádro má poloměr 700 až 900 kilometrů a 800 až 1000 kilometrů mocný by mohl být vnější ledový plášť, zbytek připadá na silikátový plášť.<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b>{{cite journal|last=Kuskov|first=O.L.|coauthors=Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P.|title=Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter|journal=Geophysical Research Abstracts|publisher=European Geosciences Union|year=2005|volume=7|page=01892|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/01892/EGU05-J-01892.pdf |format=PDF}}</ref><ref name=Freeman2006>{{cite journal|last=Freeman|first=J.|title=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|journal=Planetary and Space Science|year=2006|volume=54|pages=2–14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003| url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| archiveurl=http://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| archivedate=2007-08-24|format=PDF}}</ref> Hustota jádra se pravděpodobně pohybuje mezi 5,5 až 6 g/cm<sup>3</sup>, silikátový plášť pak mezi 3,4 až 3,6 g/cm<sup>3</sup>.<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/> Některé modely vysvětlující vznik magnetického pole požadují přítomnost kapalného jádra tvořeného čistým železem na místo železného jádra s vyšším poměrem síry. Poloměr takovéhoto jádra by se pak měl pohybovat mezi 500 kilometry.<ref name=Hauk2006/> Teplota v jádře Ganymedu je pravděpodobně mezi 1500 až 1700 K a tlak dosahuje přes 100 barů (10 Gpa).<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006>{{cite journal|last=Hauk|first=Steven A.|coauthors=Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J.|title=Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede|journal=J. Of Geophys. Res.|year=2006|volume=111|pages=E09008| doi=10.1029/2005JE002557|url=http://geology.case.edu/~hauck/papers/hauck_jgr_2006.pdf|format=PDF}}</ref> |
Určení přesné tloušťky jednotlivých vrstev uvnitř Ganymedu závisí na poměru minerálů v silikátech (zastoupení [[olivín]]u a [[pyroxen]]u) a množství síry v jádře.<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/> Odhaduje se, že vnitřní jádro má poloměr 700 až 900 kilometrů a 800 až 1000 kilometrů mocný by mohl být vnější ledový plášť, zbytek připadá na silikátový plášť.<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b>{{cite journal|last=Kuskov|first=O.L.|coauthors=Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P.|title=Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter|journal=Geophysical Research Abstracts|publisher=European Geosciences Union|year=2005|volume=7|page=01892|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/01892/EGU05-J-01892.pdf |format=PDF}}</ref><ref name=Freeman2006>{{cite journal|last=Freeman|first=J.|title=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|journal=Planetary and Space Science|year=2006|volume=54|pages=2–14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003| url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| archiveurl=http://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| archivedate=2007-08-24|format=PDF}}</ref> Hustota jádra se pravděpodobně pohybuje mezi 5,5 až 6 g/cm<sup>3</sup>, silikátový plášť pak mezi 3,4 až 3,6 g/cm<sup>3</sup>.<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/> Některé modely vysvětlující vznik magnetického pole požadují přítomnost kapalného jádra tvořeného čistým železem na místo železného jádra s vyšším poměrem síry. Poloměr takovéhoto jádra by se pak měl pohybovat mezi 500 kilometry.<ref name=Hauk2006/> Teplota v jádře Ganymedu je pravděpodobně mezi 1500 až 1700 K a tlak dosahuje přes 100 barů (10 Gpa).<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006>{{cite journal|last=Hauk|first=Steven A.|coauthors=Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J.|title=Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede|journal=J. Of Geophys. Res.|year=2006|volume=111|pages=E09008| doi=10.1029/2005JE002557|url=http://geology.case.edu/~hauck/papers/hauck_jgr_2006.pdf|format=PDF}}</ref> |
Verze z 18. 1. 2010, 23:21
Kliknutím na obrázek získáte další informace. | |||||||
Objev | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Objevitel | G. Galilei S. Marius | ||||||
Datum objevu | 13. ledna, 1610 (G. Galilei) | ||||||
Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0) | |||||||
Střední vzdálenost | 1 070 400 km[1] (0,007 155 AU) | ||||||
Excentricita | 0,001 3[1] | ||||||
Pericentrum | 1 069 200 km (0,007 147 AU) | ||||||
Apocentrum | 1 071 600 km (0,007 163 AU)[pozn. 1] | ||||||
Perioda (oběžná doba) | 7,154 552 96 d[1] | ||||||
Obvod oběžné dráhy | 2 649 600 km (0,018 AU) | ||||||
Orbitální rychlost | max: 10,880 | ||||||
Sklon rotační osy | 0,20° (k ekliptice) 0,05° (vzhledem k rovníku Jupiteru) | ||||||
Přírodní satelit planety | Jupiter | ||||||
Fyzikální vlastnosti | |||||||
Průměr měsíce | 2634,1 ± 0,3 km (0,413 Země)[2] | ||||||
Plocha měsíce | 87,0 miliónů km2 (0,171 Země)[pozn. 2] | ||||||
Objem | 7,6e+10 km3 (0,0704 Země)[pozn. 3] | ||||||
Hmotnost | 1,4819e+23 kg (0,025 Země)[2] | ||||||
Střední hustota | 1,936 g/cm3[2] | ||||||
Povrchová gravitace | 1,428 m/s2 (0,146 g)[pozn. 4] | ||||||
Úniková rychlost | 2,741 km/s[pozn. 5] | ||||||
Doba rotace | synchronní | ||||||
Rovníková rotační rychlost |
271 km/h | ||||||
Sklon osy | 0,33°[3] | ||||||
Albedo | 0,43 ± 0,02[4] | ||||||
Povrchová teplota |
| ||||||
Atmosférická charakteristika | |||||||
Atmosférický tlak | nezjištěn | ||||||
kyslík[7] |
Ganymed (oficiální astronomický název Ganymede[8], někdy se lze setkat i s Ganymedes) je největší Jupiterův měsíc a současně i největší měsícem ve Sluneční soustavě (těsně před Titanem). K roku 2010 je považován za sedmý měsíc Jupiteru, který se řadí mezi Galileovy měsíce. Je větší než planeta Merkur, ale má přibližně jen poloviční hmotnost než Merkur. I tak je ale nejhmotnějším měsícem ve Sluneční soustavě a je 2,01 krát hmotnější než pozemský Měsíc.[9] Ganymed má průměr 5 262 km. Od Jupiteru je vzdálen 1,07 milionu km a jeho doba oběhu okolo planety je 7,15 pozemského dne.[10] Kdyby měsíc obíhal místo okolo Jupitera kolem Slunce, byl by považován za planetu. Ganymed je spolu s dalšími měsíci Europa a Io ve vázané rotaci v poměru 1:2:4.
Ganymed je tvořen převážně silikátovými horninami a vodním ledem na povrchu. Vnitřní stavba je podobně jako u planet plně vyvinuta, ve stčedu se nachází železem bohaté tekuté jádro. Předpokládá se, že přibližně 200 km pod povrchem Ganymedu se nachází oceán tvořený slanou tekutou vodou mezi vrstvami ledu.[11] Povrch měsíce je tvořen dvěma rozdílnými typy: tmavými oblastmi silně posetými impaktními krátery o stáří okolo 4 miliard let, které pokrývají přibližně třetinu měsíce. Druhá část je tvořena mladšími světlejšími oblastmi, které jsou křížem krážem protkané prasklinami a trhlinami. Na území světlejších oblastí je četnost impaktních kráterů řídká. Vznik těchto světlejších oblastí nebyl zatím přesně geologicky vysvětlen, ale předpokládá se, že je spojen s tektonickými procesy způsobovanými slapovým zahříváním.[2]
Ganymed je jediný známý měsíc ve sluneční soustavě, u kterého byla zjištěna magnetosféra, pravděpodobně tvořená konvekcí probíhající uvnitř tekutého železného jádra.[12] Slabá magnetosféra měsíce je zcela překryta silným magnetickým polem Jupiteru, se kterým je současně i spojena pomocí otevřených siločar. Ganymede denně obdrží okolo 8 Remů.[13] Měsíc má slabou kyslíkovou atmosféru, která je tvořena molekulami O, O2 a pravděpodobně i O3.[7] Atomární vodík je v atmosféře jen menšinová složka. Není známo, jestli se v atmosféře nachází i ionosféra.[14]
Ganymed objevil Galileo Galilei během svého pozorování v roce 1610,[15] ale měsíc pojmenoval jiný astronom Simon Marius dle postavy z řecké mytologie Ganymédovi, který byl milencem boha Dia a číšníkem bohů.[16] Jde o jediný měsíc Jupiteru, který je pojmenován podle muže. Kolem měsíce jako první proletěla sonda Pioneer 10,[17] následovaná sondami Voyger, které změřily jeho velikost. Následovala mise Galileo, která objevila podzemní oceán a magnetické pole měsíce. Předpokládá se, že v roce 2020 by se měla k měsíci vydat evropská sonda Europa Jupiter System Mission, která by měla navštívit i další ledové měsíce v Joviánském systému.
Vznik a původ měsíce
Ganymed pravděpodobně vznikl během akrece v Jupiterovo mlhovině v podobě disku plynů a prachu obklopujícího Jupiter po jeho vzniku.[18] Odhaduje se, že akrece Ganymedu trvala okolo 10 000 let,[19] mnohem méně než 100 000 let potřebných pro vznik Callista. Je možné, že mlhovina obklopující Jupiter byla ochuzená o plyny v době vzniku Galileových měsíců, což by vysvětlovalo delší čas akrece v případě Callisto.[18] Jelikož Ganymed vznikal blíže k Jupiteru, kde byla mlhovina hustší, vysvětlovalo by to kratší dobu jeho vzniku ve srovnání právě s Callisto.[19] Tato relativně rychlá formace způsobila, že teplo vzniklé akrecí nestihlo vyzářít do okolí, ale soustředilo se uvnitř měsíce a přispělo k vnitřní diferenciaci oddělující od sebe horniny a led. Horniny se usadily uprostřed měsíce, což umožnilo vznik jádra. Kvůli tomu je Ganymed odlišný od Callisto, kde akrece probíhala mnohem déle, takže akreční teplo bylo vyzářeno do okolí a nedošlo u něho k roztavení hornin a diferenciaci jednotlivých vrstev.[20] Tato hypotéza je schopná vysvětlit velké rozdíly ve vzhledu dvou Joviálních měsíců, které oba vznikly poblíž sebe.[21][20]
Po zformování si Ganymed podržel teplo vzniklé akrecí a diferenciací, jenž jen pomalu uvolňoval do ledového pláště.[20] Teplo se v plášti šířilo konvekcí.[21] Brzy se do tepelné bilance přidalo teplo vzniklé rozpadem radioaktivních prvků, což zvýšilo teplotu jádra a přispělo k další diferenciaci, během které vzniklo vnitřní jádro ať už železné či železné s vyšším obsahem síry a křemičitý plášť.[22][20] Ganymed se tak stal diferenciovaným tělesem. Pro srovnání, radioaktivní rozpad a vzniklé teplo uvnitř Callisto způsobilo konvekční proudy v jeho ledové stavbě. Jelikož se pohybovaly chladným prostředím, efektivně chladly, takže nemohlo dojít k tavení ledu v globálním měřítku a tedy k vážnější diferenciaci.[23] Konvektivní pohyby na Callisto vedly jen k tomu, že se led a horniny od sebe oddělily jen místně.[23] V dnešní době přetrvává, že Ganymed chladne jen pozvolna.[22] Teplo z jádra a z křemičitého pláště se pomalu uvolňuje a umožňuje existenci podpovrchového oceánu,[24] kdežto pomalé chlazení tekutého Fe-FeS jádra způsobuje konvekci a umožňuje vznik magnetického pole.[22] Odhaduje se, že tepelný tok na Ganymedu je větší, než v případě Callisto.[20]
Fyzikální charakteristika
Ganymed nemá známou atmosféru, ale Hubbleův kosmický teleskop nedávno odhalil na jeho povrchu ozón. V porovnání se Zemí se jedná o malé množství (1-10 % množství ozónu každoročně zničeného v ozónově díře nad Antarktidou).[25] Ozón pravděpodobně vzniká tím, že nabité částice jsou zachytávány v magnetickém poli Jupitera, kde následně prší na povrch měsíce. Zatímco nabité částice pronikají ledovým povrchem, částečky vody jsou roztrhány, což vede ke vzniku ozónu. Tento chemický proces naznačuje s jistou pravděpodobností přítomnost řídké kyslíkové atmosféry, podobné té, co byla zjištěna na Europě.
Podobně jako Callisto, i Ganymed je nejpravděpodobněji složený ze skalnatého jádra s vodním/ledním pláštěm a kůrou z kamene a ledu. Jeho nízká hustota (1 940 kg/m3) naznačuje, že jádro může zaujímat okolo 50 % průměru měsíce. Jádro Ganymedu je nejpravděpodobněji složené z ledu a křemičitanů a jeho kůra je pravděpodobně silná vrstva zmrzlé vody [zdroj?].
Jupiter a jeho měsíce přijmou míň než 1/30 množství slunečního záření, kterou přijímá Země, Ganymed navíc v podstatě nemá atmosféru která by teplo zachycovala. Ganymedův den je téměř 7 pozemských dní dlouhý a ten samý čas potřebuje k vykonání oběhu okolo Jupitera, což vede k tomu, že se na povrchu pohybují teploty okolo -183 °C do -113 °C.
Stavba
Průměrná hustota Ganymedu je 1,936 g/cm3, což by odpovídalo zastoupení přibližně stejného dílu hornin a vody, která je z většiny ve formě ledu.[2]
Hmotnostní zlomek ledu je mezi 46 až 50 %, což je nepatrně méně než u Callista.[26] Předpokládá se, že se v ledu budou nacházet i další příměsy jako čpavek.[26][24] Přesné složení horninového pláště není známo, ale je pravděpodobně tvořené chondrity typu L či LL, které jsou charakteristické menším zastoupením celkového železa, kovového železa a s vyšším obsahem oxidy železa než chondrity typu H. Hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům je 1,05 až 1,27 v případě Ganymedu, naproti tomu u Slunce je tento poměr 1,8.[26]
Albedo Ganymedu dosahuje 43 %.[27] Vodní led se zdá přítomný všude na porvchu s hmotnostním zastoupením 50 až 90 %[2] což je značně více než je zastoupení ledu v rámci celého tělesa měsíce. V infračervené spektroskopii se ukazuje přítomnost silných absorbčních čar o délce 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometru odpovídající vodnímu ledu.[27] Popraskaný povrch je jasnější a je tvořen více ledem než tmavší oblasti.[28] Analýza snímků ve vysokým rozlišení, v infračervením spektru pořízených sondou Galileo a za pomoci pozemních pozorování potvrdilo přítomnost i nevodních sloučenin jako jsou oxid uhličitý, oxid siřičitý a pravděpodobně i dikyan, kyselina sírová a množství organických sloučenin.[2][29] Galileo taktéž objevil síran hořečnatý (MgSO4) a nejspíše i síran sodný (Na2SO4) na povrchu měsíce.[30][31] Objevené soli by mohly pocházet z podpovrchového oceánu.[31]
Povrch Ganymedu je asymetrický, přivrácená polokoule[pozn. 6] směrem ke směru oběhu je světlejší naž ta odvrácená,[27] což je stejné jako v případě Europy, ale opačné než u Callista.[27] Předpokládá se, že přivrácená polokoule je obohacena oxidem siřičitým.[32][33] Oproti tomu rozložení oxidu uhličitého se zdá být symetrické po měsíci vyjma oblastí pólů, kde nebyl pozorován.[29][34] Impaktní krátery na Ganymedu (vyjma jednoho) neukazují žádné známky obohacení oxidem uhličitým, které je známé z Callista. Pravděpodobně v minulosti došlo k tomu, že Ganymed své zásoby oxidu uhličitého vyčerpal.[34]
K vytvoření celkového pohledu Ganymedu byly použity snímky ze sondy Voyager. Měsíc se nejspíše skládá ze 4 vrstev, které byly vyčleněny na základě měření gravitačního pole Ganymedu a teoretickou analýzou používající známé hmotnosti, velikosti a hustoty. Povrch Ganymedu je bohatý na zmrzlou vodu a snímky Voyagera a Galilea ukazují rysy, které jsou očividně geologického a tektonického narušení povrchu v minulosti. Jako na Zemi, tyto geologické rysy odráží sílu a procesy hluboko uvnitř nitra Ganymedu.
Na základě geochemických a geofyzikálních modelů vědci očekávali dvojí složení nitra Ganymedu: a) nediferencovanou směs skály a ledu nebo b) diferencovanou strukturu s objemným jádrem měsíční velikosti ze skály a eventuálně pokryté vrstvou železa s hlubokou vrstvou zahřátého měkkého ledu završené tenkou studenou tuhou kůrou ledu.
Měření gravitačního pole Ganymedu sondou Galileo, během jeho prvního a druhého setkání s obrovským měsícem, základním způsobem potvrdilo diferencovaný model a dovolilo vědcům mnohem přesněji odhadnout rozměry těchto vrstev. Navíc data naznačila, že v centru kamenného jádra existuje husté kovové jádro [zdroj?]. Toto kovové jádro naznačuje větší stupeň ohřívání někdy v minulosti než se dříve předpokládalo a může být zdrojem magnetického pole objeveného fyzikálním experimentem sondy Galileo.
Zdá se, že Ganyméd je zcela diferenciovaný. Skládá se z jádra, které obsahuje sulfidy železa a železo, křemičitého pláště a vnějšího ledového pláště.[2][35] Tento model je podporován nízkou hodnotou bezrozměrného[pozn. 7] momentu setrvačnosti — 0,3105 ± 0,0028 —, které bylo změřeno během přeletů sondy Galileo[2][35] Ve skutečnosti má Ganymed nejnižší moment setrvačnosti ze všech pevných těles ve sluneční soustavě. Existence tekutého, železem bohatého jádra umožňuje vysvětlit existenci vlastního magnetického pole Ganymedu naměřené sondou Galileo.[22] Konvekce tekutého železa, které je vysoce elektricky vodivé, je nejpřijímanější model vysvětlující vznik magnetického pole.[12]
Určení přesné tloušťky jednotlivých vrstev uvnitř Ganymedu závisí na poměru minerálů v silikátech (zastoupení olivínu a pyroxenu) a množství síry v jádře.[26][35] Odhaduje se, že vnitřní jádro má poloměr 700 až 900 kilometrů a 800 až 1000 kilometrů mocný by mohl být vnější ledový plášť, zbytek připadá na silikátový plášť.[35][22][36][21] Hustota jádra se pravděpodobně pohybuje mezi 5,5 až 6 g/cm3, silikátový plášť pak mezi 3,4 až 3,6 g/cm3.[26][35][22][36] Některé modely vysvětlující vznik magnetického pole požadují přítomnost kapalného jádra tvořeného čistým železem na místo železného jádra s vyšším poměrem síry. Poloměr takovéhoto jádra by se pak měl pohybovat mezi 500 kilometry.[22] Teplota v jádře Ganymedu je pravděpodobně mezi 1500 až 1700 K a tlak dosahuje přes 100 barů (10 Gpa).[35][22]
Povrch
Ganymed měl složitou geologickou historii, která vytvořila hory, údolí, krátery a toky lávy. Jeho povrch je pokryt světlými a tmavými oblastmi, které se od sebe pravděpodobně liší stářím. Tmavé oblasti jsou hustě pokryty krátery, což naznačuje, že vznikly velice dávno. Tmavé oblasti zabírají přibližně třetinu povrchu.[37] Naproti tomu světlé oblasti nevykazují vyšší četnost impaktních kráterů, ale prozměnu jsou protkány množstvím trhlin a prasklin. Tmavé oblasi nejspíše obsahují jíly a organické materiály, které by mohly napovědět o tělesech, ze kterých měsíc vznikl v době akrace.
Názvy kráterů na povrchu pocházejí bez rozdílu od bohů a hrdinů z kultur úrodného oblouku od Egypta po Mezopotámii. Naproti tomu brázdy a praskliny na povrchu mají názvy odvozené dle bájí dávných kultur.[38]
Povrchové útvary
Tepelný mechanismus potřebný pro vznik rozpraskaného terénu povrchu Ganymedu ja zatím nezodpovězená otázka v planetologii. Moderní názor předpokládá, že vznikl jako projev přírodních tektonických procesů,[2] ve kterých hrál kryovulkanismus jen minimální (pokud nějakou) roli.[2] Síly, které by způsobily napětí v ganymedovo ledové litosféře, mohly pocházet z gravitační interakce s Jupiterem vedoucí ke vzniku tepla v dávné době, kdy prošel nestabilními dráhovými rezonancemi.[2][39] Gravitační pnutí na led mohlo způsobit zahřátí vnitřní části měsíce a napnout litosféru, což by vedlo k popraskání a sérii vyzdvihů a poklesu částí litosféry a přetvoření až 70 % starého tmavého povrchu.[2][40] Popraskaný povrch ale mohl vzniknout taktéž procesy spojenými s formováním jádra částečně ohřívaného slapovými procesy, což by způsobilo mírné zvětšení Ganymedu o 1 až 6 % vlivem fázových změn v ledu a teplotní roztažnosti.[2] Během následného vývoje teplá voda by stoupala k povrchu od jádra ve formě plumy, což by způsobovalo nárůst tlaku a tektonické deformace litosféry.[41] Radioaktivní rozpady minerálů jsou v současnosti hlavním energetickým zdrojem tepla ovlivňující tloušku podpovrchového oceánu. Modely naznačují, že pokud by byla výstřednost dráhy o řád větší než je nyní (jak mohlo být v minulosti) teplo získávané slapovými procesy by bylo větší než z radioaktivních rozpadů.[42]
Impaktní kráty je možné pozorovat na obou typech povrchu, ale četnější je na tmavých částech, které jsou hustěji posety a taktéž obsahují větší impaktní struktury.[2] Světlejší popraskaný terén je poset značně méně, takže se impakty jen málo podepsaly na jeho tektonickém vzniku.[2] Četnost impaktních kráterů naznačuje, že tmavé oblasti jsou staré přibližně 4 miliardy let, což je stejně jako vrchoviny na Měsíci. Oproti tomu světlé oblasti jsou mladší, ale jak moc mladší je zatím neznámo.[43] Ganymed mohl zažít období pozdního těžkého bombardování před 3,5 až 5 miliardami let podobně jako Měsíc.[43] Pokud by se tato hypotéza potvrdila, znamenalo by to, že většina impaktních kráterů by pocházela z tohoto období.[9] Krátery se vzájemně překrývají a přerušují i systémy prasklin, což naznačuje, že jsou mladší než praskliny. Na povrchu je možné pozorovat i relativně mladé krátery s příčně se rozbíhající ejektou.[9][44] Krátery na Ganymedu jsou ploší než krátery na Měsíci a Merkuru, což je pravděpodobně způsobeno ledovou kůrou Ganymedu, která se může rozpustit a tak krátery zarovnávat. U starších kráterů je tak možné pouze pozorovat bývalé okraje kráterů.[9]
Snadno rozpoznatelný útvar na Ganymedu je temná planina pojmenovaná Galileo Regio, na které se nachází série soustředně se sbíhajících prasklin či brázd jakoby vzniklých během období geologické aktivity.[45] Dalšími významnými oblastmi jsou polární čepičky měsíce, které jsou pravděpodobně tvořeny zmrzlou vodou zasahující až do oblasti 40° severní i jižní šířky.[30] Čepičky byly poprvé pozorovány během průletu sond Voyger a od té doby se objevila řada teorií vysvětlující jejich vznik jako migraci vody do vyšších oblastí a bombardování ledu plazmou, která je dle měření sondy Galileo správná.[46]
Krátery, světlé a tmavé pruhy
Povrch měsíce Ganymed vykazuje četné impaktové krátery, mnoho z nich má rozsáhlé systémy jasných paprsků. Krátery postrádající systémy paprsků jsou pravděpodobně starší než ty, které je mají. Světlé pruhy křižují povrch v různých směrech a obsahují spletitý systém střídavých přímočarých světlých a tmavých pruhů, které mohou představovat deformace vrstvy ledové kůry.
Systém souřadnic
Zeměpisná délka je na Ganymedu odvozena od kráteru Anat, který po určení souřadného systému, leží na 128° zeměpisné délky.[47]
Atmosféra a ionosféra
V roce 1972 mezinárodní tým astronomů z Indie, Velké Británie a USA pracující na indonéské observatoři Bosscha ohlásil objev slabé atmosféry okolo měsíce během zákrytu hvězdy.[48] Atmosférický tlak na povrchu odhadly na 1 μBar (0,1 Pa).[48] Nicméně v roce 1979 pozorovala sonda Voyger 1 zákryt hvězdy κ Centauri během jejího letu k planetě s rozdílnými výsledky.[49] Měření během zákrytu byla provedena v dalekém ultrafialovém spektru světla o vlnové délce 200 nm, což zaručila citlivější měření než pozorování ve viditelném spektru z roku 1972. Voyger 1 nezjistil žádnou přítomnost atmosféry okolo měsíce. Maximum částic nad povrchem bylo určeno na 1,5e+9 cm−3, což by odpovídalo atmosférickému tlaku na povrchu méně než 2,5e-5 μBar.[49] Hodnota, která byla téměř o pět řádů menší, než bylo naměřeno během roku 1972. Starší měření se tak ukázalo jako příliš optimistické.[49]
V roce 1995 pozoroval Hubble Space Telescope slabou kyslíkovou atmosféru Ganymedu, která je velice podobné atmosféře Europy.[7][50] Teleskop objevil slabé světelné záření atmosféry (anglicky tzv. airglow) atomů kyslíku v dalekém ultrafialovém záření o délce 130,4 nm a 135,6 nm. Světelné záření se nachází v atmosféře, když molekulární kyslík je disociován srážkou s elektronem,[7] což je důkaz neutrální atmosféry složené primárně z molekul O2. Hustota částic nad povrchem bude pravděpodobně okolo 1,2 až 7+e8 cm−3 odpovídajíc atmosférickému tlaku při povrchu 0,2 až 1,2e−5 μBaru.[pozn. 8][7] Tyto hodnoty odpovídají hornímu limitu toho, co naměřily sondy Voyager. Kyslík nemusí v tomto případě ale být důkazem života, jelikož se předpokládá, že vzniká rozpadem vodních molekul vázaných v ledu na vodík a kyslík vlivem radiace. Jelikož je pak vodík lehčí než kyslík, snáze unikne gravitačnímu působení Ganymedu do okolního vesmíru.[50] Výskyt světelného záření na Ganymedu není prostorově stejné jako v případě Europy, ale Hubble Space Telescope pozoroval dvě zářící oblasti na severní a jižní polokouli okolo 50° zeměpisné šířky, což odpovídá hranici mezi otevřenými a zavřenými silokřivkami magnetosféry Ganymedu.[51] Zářící oblasti jsou pravděpodobně polární záře způsobené by plasma precipitation along the open field lines.[52]
Existence neutrální atmosféry vede k tomu, že by mohla existovat inosféra, jelikož molekuly kyslíku jsou ionizované dopady energeticky nabitých elektronů přicházejících z magnetosféry[53] a sluneční extrémně ultrafialovou radiací.[14] Nicméně existence ionosféry Ganymedu je kontroverzní podobně jako vlastnosti jeho atmosféry. Některá měření sondy Galileo našly zvýšenou hustotu elektronů poblíž měsíce naznačující existenci ionosféry, další neobjevily nic.[14] Hustota elektronů poblíž povrchu se pohybuje mezi 400–2500 cm−3.[14] K roku 2008 ale vlastnosti hypotetické ionosféry nebyly detailněji určeny.
Dalším důkazem existence kyslíkové atmosféry pocházejí od spektroskopických měření plynů zachycených v ledu na povrchu Ganymedu. V roce 1996 se podařilo zaznamenat spektrální čáry ozónu (O3).[54] V roce 1997 spektroskopické analýzy odhalily dimery (neboli dvouatomový kyslík) v absorpčních čarách molekulárního kyslíku. Taková absorpce je možná jen pokud je kyslík v pevném skupenství. Nejlepším kandidátem jsou molekuly kyslíku zachyceného v ledu. Hloubka absorpčních pásů záleží na zeměpisné šířce a délce, než na albedu povrchu; mají tendenci klesat s rostoucí zeměpisnou šířkou na Ganymedu, zatímco O3 ukazuje opačný efekt.[55] Laboratorní výsledky ukazují, že O2 se nebude shlukovat a bublat, ale rozpustí se v ledu na relativně teplém porchu Ganymedu, kde se teploty pohybují kolem 100 K.[56]
Ačkoliv na Europe byl sodík objeven, na Ganymedu se při podobném hledání v roce 1997 nenašel. Sodík byl přinejmenším 13 krát méně zastoupen okolo Ganymedu než je tomu v okolí Europy, pravděpodobně kvůli jeho relativnímu nedostatku na povrchu nebo kvůli tomu, že magnetosféra odrazí energeticky nabité částice.[57] Dalším prvkem v atmosféře je atomární vodík. Atomy vodíku byly pozorovány až 3000 km nad povrchem měsíce. Jejich hustota na povrchu dosahuje 1,5e+4 cm−3[58]
Magnetosféra
Sonda Galileo provedla šest těsných průletů kolem měsíce mezi lety 1995 až 2000 (G1, G2, G7, G8, G28 a G29),[12] během kterých objevila trvalé magnetické dipólové pole nezávislé na Jupiterovu působení.[60] Hodnota magnetického momentu se pohybuje okolo ,[12] což je třikrát více než například magnetický moment Merkuru. Magnetický dipól je ukloněn vzhledem k rotační ose Ganymedu o 176°, což znamená, že je přesně proti magnetickému momentu Jupiteru.[12] Jeho severní pól leží pod oběžnou rovinou. Dipólové magnetické pole vznikající tímto magnetickým dipólovým momentem má intenzitu 719 ± 2 nT na rovníku měsíce,[12] ve srovnání s magnetickým polem Jupiteru ve vzdálenosti Ganymedu 120 nT.[60] Rovníkové pole Ganymedu je přesně proti Jupiterovu poli, takže je možné přepojování magnetických silokřivek. Intenzita pole na pólech je dvakrát vyšší než na rovníku a to 1440 nT.[12]
Objevení a pojmenování
7. ledna 1610 Galileo Galilei pozoroval se svým nově zkonstruovaným dalekohledem tři světelné zdroje kolem Jupiteru, o kterých se domníval, že se jedná o hvězdy. Během opakovaného pozorování druhého večera si všiml, že se tyto body pohnuly. Současně 13. ledna 1610 objevil i čtvrtou předpokládanou hvězdu, která se ukázala být Ganymed. 15. ledna Galileo přišel s vysvětlením, že tyto údajné hvězdy jsou tělesa, které obíhají okolo Jupiteru.[61] Jako objevitelovi mu připadlo právo pojmenovat měsíce, rozhodl se je pojmenovat „Medicejské měsíce“.[16]
Francouzský astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc navrhoval, aby se pro každý měsíc ze skupiny Medicejských měsíců zavedl vlastní pojmenování, ale jeho návrh byl zamítnut.[16] Další astronom Simon Marius, která tvrdil, že objevil měsíce Jupiteru před Galileem,[62] navrhoval původně pojmenování „Saturn Jupiteru“, „Jupiter Jupiteru“ (pro Ganymed), „Venuše Jupiteru“ a „Merkur Jupiteru“, ale i toto pojmenování bylo zamítnuto. Ná popud Johana Keplera Marius se ještě jednou pokusil navrhnout jiná pojmenování pro měsíce:[16]
…Potom budiž Ganymed, nádherný syn krále Trosa, kterého Jupiter, vzav na sebe podobu orlovu, přenesl na svých zádech do nebes, jak dodnes básníci zpívají… Třetí též pán světla, Ganymed…[61]
Toto a i další jména pro Galileovo měsíce upadlo v zapomnění po určitý čas a nebylo používáno až do první poloviny 20. století, kdy se astronomové k těmto názvům vrátily. V dřívější astronomické literatuře je Ganymed uváděn jako římská číslice III, což vyjadřovalo jeho pozici vzhledem k Jupiteru. Jednalo se tak o třetí měsíc Jupiteru. Po objevení měsíců Saturnu se pak začalo opět používat pojmenování, které navrhli společně Kepler a Marius.[16] Ganymed se stal jediným měsícem Jupiteru, který nese mužské jméno. Ostatní jsou ženského rodu a všechny označují milenky a milence Dia.
Průzkum
Několik sond letících či obíhajících okolo Jupiteru zkoumalo detailně měsíc Ganymed. První sonda, která systém navštívila, byla americká sonda Pioneer 10 následovaný Pioneerem 11.[17] neither of which returned much information about the satellite.[63] Po těchto sondách soustavou proletěla dvojice amerických sond Voyager 1 a Voyager 2 v roce 1979. Průlet sond pomohl určit průměr měsíce s výsledkem, že Ganymed je větší než Saturnovo měsíc Titan, což vyvrátilo předchozí názor, že Titan je větší.[64] The grooved terrain was also seen.[65]
V roce 1995 přiletěla do soustavy sonda Galileo, která byla navedena na oběžnou dráhu kolem Jupiteru. Mezi lety 1996 až 2000 provedla celkem šest těsných průletů kolem Ganymedu s cílem podrobně ho zmapovat a prozkoumat.[30] Jednalo se o průlety nazvané G1, G2, G7, G8, G28 a G29.[12] Během nejtěsnějšího průletu G2 proletěla sonda Galileo pouze 264 km nad povrchem měsíce.[12] Průlet G1 v roce 1996 přinesl poznatky, že měsíc má vlastní magnetické pole,[66] později v roce 2001 bylo ohlášeno objevení podpovrchového oceánu..[12][30] Sonda Galileo odeslala zpět na Zemi velké množství spektroskopických snímků, s jejichž pomocí byly objeveny na povrchu složky netvořené ledem.[29] V roce 2007 proletěla kolem Ganymedu americká sonda New Horizons na své cestě k Plutu. Sonda během průletu vyhotovila mapu topografie a složení povrchu.[67][68]
Na rok 2020 je naplánován start mise Europa Jupiter System Mission (EJSM) ve spolupráci evropské ESA a americké ESA za účelem prozkoumat měsíce Jupiteru. V únoru 2009 agentury společně prohlásily, že tato mise dostane prioritu před misí Titan Saturn System Mission.[69] I přes to ale bude muset mise soupeřit s ostatními projekty ESA o financování.[70] V případě, že se mise uskuteční, bude se skládat z amerického modulu Jupiter Europa Orbiter, evropského modulu Jupiter Ganymede Orbiter a japonského Jupiter Magnetospheric Orbiter.
Již dříve se objevovaly návrhy sond na výzkum Ganymedu. Jedním z nich byl koncept sondy Jupiter Icy Moons Orbiter, který měl získávat energii pomocí štěpení prvků.[71] Nicméně mise byla v roce 2005 zrušena pro škrty v rozpočtu.[72] Další neuskutečněná mise byla například sonda nazvaná The Grandeur of Ganymede.[73]
Odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu Ganymedes na Wikimedia Commons
Poznámky
- ↑ Apocentrum je odvozeno od vedlejší osy a a excentricity e: .
- ↑ Plocha povrchu je odvozena z poloměru r: .
- ↑ Objem v je odvozen z poloměru r: .
- ↑ Povrchová gravitace odvozena z hmotnosti m, gravitační konstantya poloměru r: .
- ↑ Úniková rychlost odvozena z hmotnosti m, gravitační konstantya poloměru r: .
- ↑ Přivrácená polokoule je ta, která směřuje ve směru oběhu kolem planety, odvrácená je definována opačně.
- ↑ Bezrozměrný moment setrvačnosti lze vypočítat jako I/(mr^2), kde I je moment setrvačnosti, m hmostnost a r střední poloměr. Pro homogenní kouli je bezrozměrný moment roven 0,4, avšak čím více hustota roste směrem ke středu tímje hodnota nižší.
- ↑ Množství částic nad povrchem a tlak byly spočteny ve sloupcové hustotě pozorované Hallem a kolektiv v roce 1998, za předpokladu škálové výšky 20 km a teploty 120 K.
Reference
- V tomto článku byl použit překlad textu z článku Ganymede (moon) na anglické Wikipedii.
- ↑ a b c Planetary Satellite Mean Orbital Parameters [online]. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Dostupné online.
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p SHOWMAN, Adam P., Malhotra, Renu. The Galilean Satellites. Science. 1999, s. 77–84. Dostupné online. DOI 10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
- ↑ BILLS, Bruce G. Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter. Icarus. 2005, s. 233–247. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2004.10.028.
- ↑ YEOMANS, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters [online]. JPL Solar System Dynamics, 2006-07-13 [cit. 2007-11-05]. Dostupné online.
- ↑ a b DELITSKY, Mona L., Lane, Arthur L. Ice chemistry of Galilean satellites. J.of Geophys. Res.. 1998, s. 31,391–31,403. Dostupné online. DOI 10.1029/1998JE900020.
- ↑ ORTON, G.S., Spencer, G.R.; Travis, L.D. et al. Galileo Photopolarimeter-radiometer observations of Jupiter and the Galilean Satellites. Science. 1996, s. 389–391. Dostupné online. DOI 10.1126/science.274.5286.389.
- ↑ a b c d e HALL, D.T., Feldman, P.D.; McGrath, M.A. et al. The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede. The Astrophysical Journal. 1998, s. 475–481. Dostupné online. DOI 10.1086/305604.
- ↑ stránky USGS věnující se planetární nomenklatuře
- ↑ a b c d Ganymede [online]. nineplanets.org, October 31, 1997 [cit. 2008-02-27]. Dostupné online.
- ↑ Jupiter's Moons [online]. [cit. 2007-12-07]. Dostupné online.
- ↑ Solar System's largest moon likely has a hidden ocean [online]. NASA, 2000-12-16 [cit. 2008-01-11]. Dostupné online.
- ↑ a b c d e f g h i j KIVELSON, M.G., Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al. The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede. Icarus. 2002, s. 507–522. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.2002.6834.
- ↑ Frederick A. Ringwald. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) [online]. California State University, Fresno, 2000-02-29 [cit. 2009-07-04]. Dostupné online. (Webcite from 2009-09-20)
- ↑ a b c d EVIATAR, Aharon, Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et al. The ionosphere of Ganymede. Plan.Space Sci.. 2001, s. 327–336. Dostupné online. DOI 10.1016/S0032-0633(00)00154-9.
- ↑ Sidereus Nuncius [online]. [cit. 2008-01-11]. Dostupné online.
- ↑ a b c d e Satellites of Jupiter [online]. [cit. 2007-11-24]. Dostupné online.
- ↑ a b Pioneer 11 [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.
- ↑ a b CANUP, Robin M., Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion. The Astronomical Journal. 2002, s. 3404–3423. Dostupné online. DOI 10.1086/344684.
- ↑ a b MOSQUEIRA, Ignacio, Estrada, Paul R. Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites. Icarus. 2003, s. 198–231. Dostupné online. DOI 10.1016/S0019-1035(03)00076-9.
- ↑ a b c d e MCKINNON, William B. On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. Icarus. 2006, s. 435–450. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2006.03.004.
- ↑ a b c FREEMAN, J. Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto. Planetary and Space Science. 2006, s. 2–14. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-08-24. DOI 10.1016/j.pss.2005.10.003.
- ↑ a b c d e f g h HAUK, Steven A., Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J. Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede. J. Of Geophys. Res.. 2006, s. E09008. Dostupné online. DOI 10.1029/2005JE002557.
- ↑ a b NAGEL, K.A, Breuer, D.; Spohn, T. A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. Icarus. 2004, s. 402–412. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2003.12.019.
- ↑ a b SPOHN, T., Schubert, G. Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?. Icarus. 2003, s. 456–467. Dostupné online. DOI 10.1016/S0019-1035(02)00048-9.
- ↑ HUBBLE FINDS OZONE ON JUPITER'S MOON GANYMEDE, Tisková zpráva NASA, 12.10.1995
- ↑ a b c d e KUSKOV, O.L., Kronrod, V.A. Internal structure of Europa and Callisto. Icarus. 2005, s. 550–369. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2005.04.014.
- ↑ a b c d CALVIN, Wendy M., Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer John R. Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary. J. Geophys. Res.. 1995, s. 19,041–19,048. Dostupné online. DOI 10.1029/94JE03349.
- ↑ Ganymede: the Giant Moon [online]. [cit. 2007-12-31]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-12-02.
- ↑ a b c MCCORD, T.B., Hansen, G.V.; Clark, R.N. et al. Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation. J. Of Geophys. Res.. 1998, s. 8,603–8,626. Dostupné online. DOI 10.1029/98JE00788.
- ↑ a b c d MILLER, Ron, William K. Hartmann. The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System. 3rd. vyd. Thailand: Workman Publishing, 2005. ISBN 0-7611-3547-2. S. 108–114.
- ↑ a b MCCORD, Thomas B., Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A. Hydrated Salt Minerals on Ganymede’s Surface: Evidence of an Ocean Below. Science. 2001, s. 1523–1525. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1059916. PMID 11375486.
- ↑ DOMINGUE, Deborah, Lane, Arthur; Moth, Pimol. Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites. Bulletin of the American Astronomical Society. 1996, s. 1070. Dostupné online.
- ↑ DOMINGUE, Deborah L., Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A. IEU’s detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability. Geophys. Res. Lett.. 1998, s. 3,117–3,120. Dostupné online. DOI 10.1029/98GL02386.
- ↑ a b HIBBITTS, C.A., Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B. Carbon dioxide on Ganymede. J.of Geophys. Res.. 2003, s. 5,036. Dostupné online. DOI 10.1029/2002JE001956.
- ↑ a b c d e f SOHL, F., Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites. Icarus. 2002, s. 104–119. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.2002.6828.
- ↑ a b KUSKOV, O.L., Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P. Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter. Geophysical Research Abstracts. European Geosciences Union, 2005, s. 01892. Dostupné online.
- ↑ PETTERSON, Wesley, Head, James W.; Collins, Geoffrey C. et al. A Global Geologic Map of Ganymede. Lunar and Planetary Science. 2007, s. 1098. Dostupné online.
- ↑ KLEZCEK, Josip. Velká encyklopedie vesmíru. 1. vyd. Praha: Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. 134.
- ↑ SHOWMAN, Adam P., Stevenson, David J.; Malhotra, Renu. Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede. Icarus. 1997, s. 367–383. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1997.5778.
- ↑ BLAND, Showman, A.P.; Tobie, G. Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation. Lunar and Planetary Society Conference. 2007, s. 2020. Dostupné online.
- ↑ BARR, A.C., Pappalardo, R. T. et al. Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology. Lunar and Planetary Science Conference. 2001, s. 1781. Dostupné online.
- ↑ HUFFMANN, H., Sohl, F. et al. Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede. European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts. 2004. Dostupné online.
- ↑ a b ZAHNLE, K., Dones, L. Cratering Rates on the Galilean Satellites. Icarus. 1998, s. 202–222. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1998.6015.
- ↑ Ganymede [online]. 1997. Dostupné online.
- ↑ CASACCHIA, R., Strom, R.G. Geologic evolution of Galileo Regio. Journal of Geophysical Research. 1984, s. B419–B428. Dostupné online. DOI 10.1029/JB089iS02p0B419. Bibcode 1984LPSC...14..419C.
- ↑ KHURANA, Krishan K., Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann. The origin of Ganymede's polar caps. Icarus. 2007, s. 193–202. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2007.04.022.
- ↑ USGS Astrogeology: Rotation and pole position for planetary satellites (IAU WGCCRE) [online]. Dostupné online.
- ↑ a b CARLSON, R.W., Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. et al. Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972. Science. 1973, s. 182. Dostupné online.
- ↑ a b c BROADFOOT, A.L., Sandel, B.R.; Shemansky, D.E. et al. Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter. Science. 1981, s. 8259–8284. Dostupné online.
- ↑ a b Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede [online]. NASA, 1996 [cit. 2008-01-15]. Dostupné online.
- ↑ FELDMAN, Paul D., McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et al. HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede. The Astrophysical Journal. 2000, s. 1085–1090. Dostupné online. DOI 10.1086/308889.
- ↑ JOHNSON, R.E. Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited. Icarus. 1997, s. 469–471. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1997.5746.
- ↑ PARANICAS, C., Paterson, W.R.; Cheng, A.F. et al. Energetic particles observations near Ganymede. J.of Geophys.Res.. 1999, s. 17,459–17,469. Dostupné online. DOI 10.1029/1999JA900199.
- ↑ NOLL, Keith S., Johnson, Robert E. et al. Detection of Ozone on Ganymede. Science. 1996, s. 341–343. Dostupné online [cit. 2008-01-13]. DOI 10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517.
- ↑ CALVIN, Wendy M., Spencer, John R. Latitudinal Distribution of O2on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope. Icarus. 1997, s. 505–516. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1997.5842.
- ↑ VIDAL, R. A., Bahr, D. et al. Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies. Science. 1997, s. 1839–1842. Dostupné online. DOI 10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525.
- ↑ BROWN, Michael E. A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede. Icarus. 1997, s. 236–238. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1996.5675.
- ↑ BARTH, C.A., Hord, C.W.; Stewart, A.I. et al. Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede. Geophys. Res. Lett.. 1997, s. 2147–2150. Dostupné online. DOI 10.1029/97GL01927.
- ↑ Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse [online]. [cit. 2008-01-19]. Dostupné online.
- ↑ a b KIVELSON, M.G., Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al. The magnetic field and magnetosphere of Ganymede. Geophys. Res. Lett.. 1997, s. 2155–2158. Dostupné online. DOI 10.1029/97GL02201.
- ↑ a b The Discovery of the Galilean Satellites [online]. Space Research Institute, Russian Academy of Sciences [cit. 2007-11-24]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-11-18.
- ↑ Discovery [online]. [cit. 2007-11-24]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2006-09-20.
- ↑ Exploration of Ganymede [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-03-19.
- ↑ Voyager 1 and 2 [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.
- ↑ The Voyager Planetary Mission [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.
- ↑ New Discoveries From Galileo [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.
- ↑ Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.
- ↑ GRUNDY, W.M., Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et al. New Horizons Mapping of Europa and Ganymede. Science. 2007, s. 234–237. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1147623. PMID 17932288.
- ↑ RINCON, Paul. Jupiter in space agencies' sights. news.bbc.co.uk. BBC News, 2009-02-20. Dostupné online [cit. 2009-02-20].
- ↑ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals [online]. ESA, 2007-07-21 [cit. 2009-02-20]. Dostupné online.
- ↑ Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO) [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.
- ↑ Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online. [nedostupný zdroj]
- ↑ PAPPALARDO, R.T., Khurana, K.K.; Moore, W.B. The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission. Lunar and Planetary Science. 2001, s. 4062. Dostupné online.
Související články
Literatura
- ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava : Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2.
- GREGERSEN, Erik. The Outer Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, and the Dwarf Planets. Britannica Educational Pub. ISBN 9781615300143. Str. 109. Anglicky.
Externí odkazy
- Solarviews.com Ganymede (anglicky)