Ganymedes (měsíc): Porovnání verzí

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 pohybem zachyceného plazmatu podél otevřených siločar.^[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

Odvrácená strana Ganymedu v nepravých barvách, fotografie pořízená sondou Galileo^[59]

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 $1,3\cdot 10^{13}\,\mathrm {T\cdot m^{3}}$ ,^[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: $a*(1+e)$ .
↑ Plocha povrchu je odvozena z poloměru r: $4\pi r^{2}$ .
↑ Objem v je odvozen z poloměru r: $4\pi r^{3}/3$ .
↑ Povrchová gravitace odvozena z hmotnosti m, gravitační konstantya poloměru r: $Gm/r^{2}$ .
↑ Úniková rychlost odvozena z hmotnosti m, gravitační konstantya poloměru r: $\textstyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}$ .
↑ 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.
Tento článek obsahuje text (GFDL) ze stránky z webu http://astro.pef.zcu.cz/.

↑ ^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

Měsíce Jupiteru

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)

Šablona:Link FA

Šablona:Link FA Šablona:Link FA

[2] Apocentrum je odvozeno od vedlejší osy a a excentricity e: $a*(1+e)$ .

[4] Plocha povrchu je odvozena z poloměru r: $4\pi r^{2}$ .

[5] Objem v je odvozen z poloměru r: $4\pi r^{3}/3$ .

[6] Povrchová gravitace odvozena z hmotnosti m, gravitační konstantya poloměru r: $Gm/r^{2}$ .

[7] Úniková rychlost odvozena z hmotnosti m, gravitační konstantya poloměru r: $\textstyle {\sqrt {\frac {2Gm}{r}}}$ .

[37] Přivrácená polokoule je ta, která směřuje ve směru oběhu kolem planety, odvrácená je definována opačně.

[42] 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.

[58] 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.

[orbit-1] Planetary Satellite Mean Orbital Parameters [online]. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Dostupné online.

[Showman1999-3] ↑ ^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.

[Bills2005-8] 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.

[jplfact-9] YEOMANS, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters [online]. JPL Solar System Dynamics, 2006-07-13 [cit. 2007-11-05]. Dostupné online.

[Delitsky1998-10] 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.

[Orton1996-11] 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.

[Hall1998-12] 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.

[13] stránky USGS věnující se planetární nomenklatuře

[nineplanets.org-Ganymede-14] Ganymede [online]. nineplanets.org, October 31, 1997 [cit. 2008-02-27]. Dostupné online.

[Planetary_Society-15] Jupiter's Moons [online]. [cit. 2007-12-07]. Dostupné online.

[JPLDec-16] Solar System's largest moon likely has a hidden ocean [online]. NASA, 2000-12-16 [cit. 2008-01-11]. Dostupné online.

[Kivelson2002-17] ↑ ^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.

[ringwald-18] 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)

[Eviatar2001-19] 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-20] Sidereus Nuncius [online]. [cit. 2008-01-11]. Dostupné online.

[Naming-21] Satellites of Jupiter [online]. [cit. 2007-11-24]. Dostupné online.

[Pioneer_11-22] Pioneer 11 [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.

[Canup2002-23] 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.

[Mosqueira2003-24] 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.

[McKinnon2006-25] 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.

[Freeman2006-26] 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.

[Hauk2006-27] ↑ ^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.

[Nagel2004-28] 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.

[Spohn2003-29] 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.

[30] HUBBLE FINDS OZONE ON JUPITER'S MOON GANYMEDE, Tisková zpráva NASA, 12.10.1995

[Kuskov2005-31] 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.

[Calvin1995-32] 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.

[RESA-33] Ganymede: the Giant Moon [online]. [cit. 2007-12-31]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-12-02.

[McCord1998-34] 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.

[The_Grand_Tour-35] 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.

[McCord2001-36] 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.

[Domingue1996-38] 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.

[Domingue1998-39] 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.

[Hibbitts2003-40] 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.

[Sohl2002-41] ↑ ^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.

[Kuskov2005b-43] 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.

[Petterson2007-44] 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.

[45] KLEZCEK, Josip. Velká encyklopedie vesmíru. 1. vyd. Praha: Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. 134.

[Showman1997b-46] 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.

[Bland2007-47] 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-48] 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.

[49] HUFFMANN, H., Sohl, F. et al. Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede. European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts. 2004. Dostupné online.

[Zahnle1998-50] ZAHNLE, K., Dones, L. Cratering Rates on the Galilean Satellites. Icarus. 1998, s. 202–222. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1998.6015.

[Ganymede-51] Ganymede [online]. 1997. Dostupné online.

[Casacchia-52] 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.

[Polar_caps-53] 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.

[54] USGS Astrogeology: Rotation and pole position for planetary satellites (IAU WGCCRE) [online]. Dostupné online.

[Carlson1973-55] 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.

[Broadfoot1981-56] 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.

[JPLAtmosphere-57] Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede [online]. NASA, 1996 [cit. 2008-01-15]. Dostupné online.

[Feldman2000-59] 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.

[Johnson1997-60] JOHNSON, R.E. Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited. Icarus. 1997, s. 469–471. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1997.5746.

[Paranicas1999-61] 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.

[Noll1996-62] 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.

[Oxygen97-63] 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.

[64] 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.

[65] BROWN, Michael E. A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede. Icarus. 1997, s. 236–238. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1996.5675.

[Barth1997-66] 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.

[Spaceflight_Now-67] Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse [online]. [cit. 2008-01-19]. Dostupné online.

[Kivelson1997-68] 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.

[Discovery-69] 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.

[College-70] Discovery [online]. [cit. 2007-11-24]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2006-09-20.

[Terraformers-71] Exploration of Ganymede [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-03-19.

[Voyager-72] Voyager 1 and 2 [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.

[Voyager_Mission-73] The Voyager Planetary Mission [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.

[Magnetic_Field_Discovery-74] New Discoveries From Galileo [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.

[New_Horizons-75] Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.

[Grundy2007-76] 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.

[77] RINCON, Paul. Jupiter in space agencies' sights. news.bbc.co.uk. BBC News, 2009-02-20. Dostupné online [cit. 2009-02-20].

[78] Cosmic Vision 2015–2025 Proposals [online]. ESA, 2007-07-21 [cit. 2009-02-20]. Dostupné online.

[JIMO-79] Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO) [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online.

[JIMO_cancellation-80] Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné online. ^{[nedostupný zdroj]}

[Pappalardo2001-81] 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.

[1]

[pozn. 1]

[2]

[pozn. 2]

[pozn. 3]

[pozn. 4]

[pozn. 5]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[pozn. 6]

[32]

[33]

[34]

[35]

[pozn. 7]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[pozn. 8]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

@@ Řádek 274: / Řádek 274: @@
 [[br:Ganymede (loarenn)]]
 [[bs:Ganimed (mjesec)]]
-[[ca:Ganimedes (satèl•lit)]]
+[[ca:Ganimedes (satèl·lit)]]
 [[co:Ganimede]]
 [[da:Ganymedes (måne)]]
@@ Řádek 303: / Řádek 303: @@
 [[lv:Ganimēds (pavadonis)]]
 [[mk:Ганимед]]
+[[ml:ഗാനിമേഡ്]]
 [[mr:गॅनिमीड (उपग्रह)]]
 [[nds:Ganymed (Maand)]]
@@ Řádek 314: / Řádek 315: @@
 [[sh:Ganimed (mjesec)]]
 [[simple:Ganymede (moon)]]
-[[sk:Ganymedes (mesiac)]]
+[[sk:Ganymede (mesiac)]]
 [[sl:Ganimed (luna)]]
 [[sr:Ганимед (сателит)]]

Měsíce Jupiteru

Malé vnitřní měsíce	Metis • Adrastea • Amalthea • Thebe • Prstence Jupiteru

Galileiho měsíce	Io • Europa • Ganymedes • Callisto

	Themisto

Rodina Himalia	Leda • Himalia • Lysithea • Elara • Dia

	Carpo • S/2003 J 12 • S/2011 J 1

Rodina Ananke	Ananke • Praxidike • Harpalyke • Iocaste • Euanthe • Thyone

	Euporie • S/2003 J 3 • S/2003 J 18 • S/2010 J 2 • Thelxinoe • Helike • Orthosie • S/2003 J 16 • Hermippe • Mneme • S/2003 J 15

Rodina Carme	Herse • S/2003 J 10 • Pasithee • Chaldene • Arche • Isonoe • Erinome • Kale • Aitne • Taygete • S/2003 J 9 • Carme • Eirene • S/2003 J 19 • Kalyke • S/2010 J 1 • Eukelade • Kallichore

Rodina Pasiphae	Eurydome • S/2003 J 23 • Hegemone • Pasiphae • Sponde • Cyllene • Megaclite • S/2003 J 4 • Callirrhoe • Sinope • Autonoe • Aoede • S/2011 J 2 • Kore

	S/2003 J 2