Ganymedes (měsíc)

Ganymedes
Ganymed v pravých barvách na fotografii pořízené sondou Galileo
Ganymed v pravých barvách na fotografii pořízené sondou Galileo
Identifikátory
Typměsíc
OznačeníJupiter III
Objeveno
Datum13. ledna 1610
(Galileo)
ObjevitelGalileo Galilei
Simon Marius
Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa1 070 400[1] km
0,007 155 au
Výstřednost0,001 3[1]
Periapsida1 069 200 km (0,007 147 AU)
Apoapsida1 071 600 km (0,007 163 AU)[pozn. 1]
Perioda (oběžná doba)7,154 552 96[1] d
Orbitální rychlost 
- průměrná10,880 km/s
Sklon dráhy 
- k ekliptice0,20°
- ke slunečnímu rovníku0,05°
Mateřská planetaJupiter
Fyzikální charakteristiky
Rovníkový průměr5268,2 ± 0,6[2] km
(0,413 Země)
Povrch0,171 Země km²
Objem7,6 × 1010[pozn. 2] km³
(0,0704 Země)
Hmotnost1,4819 × 1023[2] kg
(0,025 Země)
Průměrná hustota1,936[2] g/cm³
Gravitace na rovníku1,428[pozn. 3] m/s²
(0,146 G)
Úniková rychlost2,741[pozn. 4] km/s
Rychlost rotace271 km/h
(na rovníku)
Sklon rotační osy0,33[3]°
Albedo0,43 ± 0,02[4]
Povrchová teplota 
- průměrná70 K (minimální)[5]
110 K (průměrná)[5]
152 K (maximální)[6] K
Charakteristiky atmosféry
Složení atmosférykyslík[7]

Ganymedes (též Ganymed nebo z angl. Ganymede[8]) je největší Jupiterův měsíc a současně i největší měsíc ve Sluneční soustavě (těsně před Titanem). Společně s Io, Europou a Callisto se řadí mezi Galileovy měsíce. Je větší než planeta Merkur, ale má přibližně jen polovičku její hmotnosti. I tak je ale nejhmotnějším měsícem ve Sluneční soustavě a je 2,01 krát hmotnější než pozemský Měsíc.[9] Ganymedes 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 Ganymedes obíhal kolem Slunce místo okolo Jupitera, byl by považován za planetu.[11] Spolu s dalšími měsíci Europa a Io je Ganymedes v dráhové rezonanci v poměru 1:2:4 a vůči Jupiteru má vázanou rotaci.

Ganymedův povrch je tvořen převážně silikátovými horninami a vodním ledem. Vnitřní stavba je podobně jako u planet plně vyvinuta, ve středu se nachází tekuté jádro s velkým obsahem železa. Předpokládá se, že přibližně 200 km pod povrchem Ganymedu se nachází oceán tvořený slanou tekutou vodou mezi vrstvami ledu.[12] 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]

Ganymedes je jediný známý měsíc ve sluneční soustavě, u kterého byla zjištěna magnetosféra, pravděpodobně tvořená konvekcí probíhající uvnitř tekutého železného jádra.[13] Slabá magnetosféra měsíce je zcela překryta silným magnetickým polem Jupiteru, se kterým je současně i spojena pomocí otevřených siločar. Ganymedes denně obdrží dávku ionizujícího záření o velikosti okolo 8 Remů.[14] 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, zda se v atmosféře nachází i ionosféra.[15]

Ganymedes objevil Galileo Galilei během svého pozorování v roce 1610,[16] ale měsíc pojmenoval jiný astronom Simon Marius dle postavy z řecké mytologie Ganyméda, který byl milencem boha Dia a číšníkem bohů.[17] Jde o jediný měsíc Jupiteru, který je pojmenován podle muže. Kolem měsíce jako první proletěla sonda Pioneer 10,[18] následovaná sondami Voyager, které upřesnily jeho velikost. Následovala mise Galileo, která objevila podzemní oceán a magnetické pole měsíce. Na rok 2020 se plánuje vyslání sondy Europa Jupiter System Mission, která bude mimo jiné zkoumat magnetická pole a podpovrchové oceány Ganymedu a Europy.

Vznik a původ měsíce

Ganymed pravděpodobně vznikl v akrečním disku obklopujícím Jupiter krátce po jeho vzniku.[19] Odhaduje se, že akrece Ganymedu trvala okolo 10 000 let,[20] mnohem méně než 100 000 let potřebných pro vznik Callista. Je možné, že mlhovina obklopující Jupiter byla chudá na plyny v době vzniku Galileových měsíců, což by vysvětlovalo delší čas akrece v případě Callisto.[19] Jelikož Ganymed vznikal blíže k Jupiteru, kde byla mlhovina hustší, vysvětlovalo by to kratší dobu jeho vzniku ve srovnání právě s Callisto.[20] Tato relativně rychlá formace způsobila, že teplo vzniklé akrecí nestihlo vyzářit 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.[21] Tato hypotéza je schopná vysvětlit velké rozdíly ve vzhledu dvou měsíců Jupiteru, které oba vznikly poblíž sebe.[21][22]

Po zformování si Ganymed podržel teplo vzniklé akrecí a diferenciací, které jen pomalu uvolňoval do ledového pláště.[21] Teplo se v plášti šířilo konvekcí.[22] Brzy se do tepelné bilance přidalo teplo vzniklé rozpadem radioaktivních prvků, což zvýšilo teplotu jádra a přispělo k další diferenciaci, během které vzniklo železné a sulfidoželeznaté vnitřní jádro a křemičitý plášť.[21][23] 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.[24] Konvektivní pohyby na Callisto vedly jen k tomu, že se led a horniny od sebe oddělily jen místně.[24] V dnešní době přetrvává názor, že Ganymed chladne jen pozvolna.[23] Teplo z jádra a z křemičitého pláště se pomalu uvolňuje a umožňuje existenci podpovrchového oceánu,[25] kdežto pomalé chlazení tekutého Fe-FeS jádra způsobuje konvekci a umožňuje vznik magnetického pole.[23] Odhaduje se, že tepelný tok na Ganymedu je větší, než v případě Callisto.[21]

V lednu 2010 byla představena další teorie vysvětlující rozdíly mezi Callisto a Ganymedem, která je založena na rozdílné četnosti dopadů těles na povrchy měsíců způsobených gravitací Jupiteru. Jelikož je Ganymed blíže k Jupiteru než Callisto, byl častěji vystaven impaktům cizích těles o vyšších rychlostech v období velkého bombardování, což podle teorie mělo způsobit roztavení povrchu Ganymedu do velké hloubky. Takto se do nižších vrstev dostalo teplo, které nemohlo rychle uniknout.[26]

Fyzikální charakteristika

Vnitřní stavba Ganymedu

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.[27] Předpokládá se, že se v ledu budou nacházet i další příměsi jako čpavek.[25][27] Přesné složení horninového pláště není známo, ale je podobné složení chondritů typu L či LL, které se od chondritů typu H liší především menším zastoupením železa, vyskytujícím se převážně ve formě oxidů a jen v malé míře ve formě železa metalického. Hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům je 1,05 až 1,27 v případě Ganymedu, naproti tomu u Slunce je tento poměr 1,8.[27]

Albedo Ganymedu dosahuje 43 %.[28] Vodní led se zdá přítomný všude na povrchu 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 absorpčních čar o délce 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometru odpovídající vodnímu ledu.[28] Popraskaný povrch je jasnější a obsahuje více ledu než tmavší oblasti.[29] Analýza snímků ve vysokém rozlišení, v infračerveném spektru pořízených sondou Galileo a za pomoci pozemních pozorování potvrdila přítomnost i jiných sloučenin než vody, a to oxidu uhličitého, oxidu siřičitého a pravděpodobně i dikyanu, kyseliny sírové a množství organických sloučenin.[2][30] Galileo taktéž objevil síran hořečnatý (MgSO4) a nejspíše i síran sodný (Na2SO4) na povrchu měsíce.[31][32] Objevené soli by mohly pocházet z podpovrchového oceánu.[32]

Povrch Ganymedu je asymetrický, přivrácená polokoule[pozn. 5] směrem ke směru oběhu je světlejší než odvrácená,[28] což je stejné jako v případě Europy, ale opačné než u Callista.[28] Předpokládá se, že přivrácená polokoule je obohacena oxidem siřičitým.[33][34] Oproti tomu rozložení oxidu uhličitého po měsíci se zdá být symetrické, kromě oblastí pólů, kde nebyl pozorován.[30][35] 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.[35]

Ostrá hranice odděluje tmavou oblast Nicholson Regio od světlé oblasti Harpagia Sulcus

Zdá se, že Ganymed je zcela diferencovaný. Skládá se z jádra, které obsahuje sulfidy železa a železo, křemičitého pláště a vnějšího ledového pláště.[2][36] Tento model je podporován nízkou hodnotou bezrozměrného[pozn. 6] momentu setrvačnosti — 0,3105 ± 0,0028 —, která byla změřena během přeletů sondy Galileo.[2][36] Ve skutečnosti má Ganymed nejnižší moment setrvačnosti ze všech pevných těles ve sluneční soustavě. Existence tekutého, na železo bohatého jádra umožňuje vysvětlit existenci vlastního magnetického pole Ganymedu naměřeného sondou Galileo.[23] Konvekce tekutého železa, které je vysoce elektricky vodivé, je nejpřijímanější model vysvětlující vznik magnetického pole.[13]

Ganymed

Určení přesné tloušťky jednotlivých vrstev uvnitř Ganymedu závisí na poměru minerálů v silikátech (zastoupení olivínu a pyroxenu) a množství síry v jádře.[27][36] 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.[22][23][36][37] Hustota jádra se pravděpodobně pohybuje mezi 5,5 až 6 g/cm3, silikátový plášť pak mezi 3,4 až 3,6 g/cm3.[23][27][36][37] 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 pak mohl dosahovat až 500 kilometrů.[23] Teplota v jádře Ganymedu je pravděpodobně mezi 1500 až 1700 K a tlak dosahuje přes 10 GPa (gigapascalů, tj. 105 barů).[23][36]

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. Zabírají přibližně třetinu povrchu.[38] Naproti tomu světlé oblasti vykazují nižší četnost impaktních kráterů, ale pro změnu jsou protkány množstvím trhlin a prasklin. Tmavé oblasti nejspíše obsahují jíly a organické materiály, které by mohly napovědět více o tělesech, ze kterých měsíc vznikl v době akrece.

Pro povrchové útvary na Ganymedu jsou vybírána jména vesměs z mytologií kultur úrodného půlměsíce od Egypta po Mezopotámii, přitom krátery mají jména bohů a hrdinů.[39]

Jupiter a jeho měsíce přijmou méně než 1/30 množství slunečního záření přijímaného Zemí, Ganymed navíc v podstatě nemá atmosféru, která by teplo zachycovala. Ganymedův den je téměř 7 pozemských dní dlouhý a stejnou dobu potřebuje k vykonání oběhu okolo Jupitera, což vede k tomu, že se na povrchu pohybují teploty od 70 K do 152 K.

Povrchové útvary

Související informace naleznete také v článku Seznam útvarů na Ganymedu.
Mozaika fotografií pořízená sondou Voyager 2 ukazujíc odvrácenou stranu měsíce vzhledem k Jupiteru. Nahoře vpravo leží tmavá prastará oblast Galileo Regio, kterou odděluje Uruk Sulcus od menší tmavé oblasti Marius Regio. Čerstvý led vyvržen z poměrně mladého kráteru Osirir vytváří ve spodní části radiálně se rozbíhající paprsky.

Tepelný mechanismus potřebný pro vznik rozpraskaného terénu povrchu Ganymedu je zatím nezodpovězená otázka planetologie. 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 Ganymedově ledové litosféře, mohly pocházet z gravitační interakce s Jupiterem vedoucí ke vzniku tepla v dávné době, kdy prošel nestabilními dráhovými rezonancemi.[2][40] Gravitační pnutí na led mohlo způsobit zahřátí vnitřní části měsíce a napnout litosféru, což by vedlo k popraskání a sérii výzdvihů a poklesů částí litosféry a přetvoření až 70 % starého tmavého povrchu.[2][41] 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 by teplá voda stoupala k povrchu od jádra ve formě plumy, což by způsobovalo nárůst tlaku a tektonické deformace litosféry.[42] Radioaktivní rozpady minerálů jsou v současnosti hlavním energetickým zdrojem tepla ovlivňující tloušťku 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.[43]

Impaktní krátery je možné pozorovat na obou typech povrchu, ale četnější jsou na tmavých částech, které byly do velké míry formovány nárazy cizích těles.[2] Světlejší popraskaný terén je krátery poset mnohem méně, takže se impakty na jeho vývoji podepsaly jen málo.[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, ovšem zatím není známo o kolik.[44] Ganymed mohl zažít období pozdního těžkého bombardování před 3,5 až 5 miliardami let podobně jako Měsíc.[44] 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 rozbíhajícími paprsky vyvrženého materiálu.[9][45] Krátery na Ganymedu jsou plošší 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 pozorovat pouze jejich bývalé okraje.[9]

Čerstvý impaktní kráter na rozpraskaném povrchu měsíce

Snadno rozpoznatelný útvar na Ganymedu je temná planina pojmenovaná Galileo Regio, na které se nachází série soustředně se sbíhajících prasklin či brázd, vzniklých zřejmě během nějakého období geologické aktivity.[46] Dalšími významnými oblastmi jsou polární čepičky měsíce, které jsou pravděpodobně tvořeny zmrzlou vodou zasahující až do oblasti 40° severní i jižní šířky.[31] Čepičky byly poprvé pozorovány během průletu sond Voyager a podle údajů získaných sondou Galileo stojí za jejich vznikem bombardování ledu plazmatem. Ganymed má totiž vlastní magnetické pole, a důsledkem jeho přítomnosti je, že oblasti ve vyšších zeměpisných šířkách jsou nabitými částicemi pocházejícími z Jupiteru bombardovány mnohem intenzivněji. Nárazy těchto částic způsobují rozprašování zmrzlého materiálu, z něhož se následně teplotními vlivy oddělí světlý vodní led od tmavších materiálů. Vodní led pak má tendenci se usazovat hlavně v chladnějších oblastech, což je zřejmě důvodem vzniku polárních čepiček.[47]

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

Délka je na Ganymedu odvozena od kráteru Anat, který po určení souřadného systému leží na 128° délky.[48]

Atmosféra a ionosféra

V roce 1972 mezinárodní tým astronomů z Indie, Spojeného království a USA pracující na indonéské observatoři Bosscha ohlásil objev slabé atmosféry okolo měsíce během zákrytu hvězdy.[49] Atmosférický tlak na povrchu odhadly na 1 μBar (0,1 Pa).[49] Nicméně v roce 1979 pozorovala sonda Voyager 1 zákryt hvězdy κ Centauri během jejího letu k planetě s rozdílnými výsledky.[50] Měření během zákrytu byla provedena v dalekém ultrafialovém spektru světla o vlnové délce 200 nm, což zaručilo citlivější měření než pozorování ve viditelném spektru z roku 1972. Voyager 1 nezjistil žádnou přítomnost atmosféry okolo měsíce. Maximum částic nad povrchem určil na 1,5e+9 cm−3, což by odpovídalo atmosférickému tlaku na povrchu méně než 2,5e-5 μBar;[50] hodnotě, která byla téměř o pět řádů menší, než bylo naměřeno během roku 1972. Starší měření se tak ukázalo jako příliš optimistické.[50]

Teplotní mapa povrchu Ganymedu v nepravých barvách

V roce 1995 pozoroval Hubbleův vesmírný dalekohled slabou kyslíkovou atmosféru Ganymedu, která je velice podobná atmosféře Europy.[7][51] 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. 7][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.[51] Výskyt světelného záření na Ganymedu není prostorově stejný jako v případě Europy, Hubbleův teleskop pozoroval dvě zářící oblasti na severní a jižní polokouli okolo 50° šířky, což odpovídá hranici mezi otevřenými a zavřenými silokřivkami magnetosféry Ganymedu.[52] Zářící oblasti jsou pravděpodobně polární záře způsobené pohybem zachyceného plazmatu podél otevřených siločar.[53]

Existence neutrální atmosféry vede k tomu, že by mohla existovat ionosféra, jelikož molekuly kyslíku jsou ionizované dopady energeticky nabitých elektronů přicházejících z magnetosféry[54] a sluneční extrémně ultrafialovou radiací.[15] 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.[15] Hustota elektronů poblíž povrchu se pohybuje mezi 400–2500 cm−3.[15] 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).[55] 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 šířce a délce, než na albedu povrchu; mají tendenci klesat s rostoucí šířkou na Ganymedu, zatímco O3 ukazuje opačný efekt.[56] Laboratorní výsledky ukazují, že O2 se nebude shlukovat a bublat, ale rozpustí se v ledu na relativně teplém povrchu Ganymedu, kde se teploty pohybují kolem 100 K.[57]

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.[58] 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.[59]

Odvrácená strana Ganymedu v nepravých barvách, fotografie pořízená sondou Galileo[60]

Magnetické pole

Sonda Galileo provedla šest těsných průletů kolem měsíce mezi lety 1995 až 2000,[13] během kterých objevila trvalé magnetické dipólové pole nezávislé na Jupiterovu působení.[61] Ganymed je jediným měsícem sluneční soustavy, u kterého bylo vlastní magnetické pole neindukované polem planety zjištěno.

Magnetické pole kolem Ganymedu lze v prvním přiblížení považovat za složení vlastního dipólového pole Ganymedu s magnetickým polem Jupiteru. Magnetické pole Jupiteru lze v místě obíhajícího Ganymedu považovat za homogenní, s velikostí magnetické indukce přibližně 120 nT,[61] jeho směr se však během oběhu měsíce kolem planety poněkud mění. Z naměřených dat skutečného magnetického pole pak vycházejí hodnoty vlastního magnetického pole Ganymedu: hodnota magnetického momentu se pohybuje okolo 1,3×1020 A·m2,[13] což je třikrát více než například magnetický moment Merkuru. Směr magnetického dipólu je přitom odchýlen od rotační osy o úhel přibližně 176° a má tak téměř opačný směr než magnetický dipól Jupiteru; „severní“ magnetický pól leží pod oběžnou rovinou na 24° délky Ganymedu (hlavní poledník 0° směřuje vlivem vázané rotace vždy k Jupiteru, „severní“ magnetický pól leží na polokouli „odvrácené“[pozn. 5] vzhledem k jeho oběžnému pohybu).[13] Magnetická indukce vlastního pole na povrchu Ganymedu je na rovníku přibližně 750 nT, na pólech asi dvakrát vyšší a to 1440 nT.[13]

Schéma magnetického pole u Ganymedu

Struktura výsledného magnetického pole je poněkud odlišná od planetárních magnetických polí. Vzhledem k síle a orientaci obklopujícího magnetického pole Jupiteru pouze v rovníkové oblasti Ganymedu (do cca 30° šířky Ganymedu) indukční čáry vystupující z povrchu měsíce do něj opět vstupují (a vytvářejí tak oblast vlastní magnetosféry Ganymedu); v ostatních oblastech jsou navázané na indukční čáry Jupiterova pole (magnetické pole je součástí magnetosféry Jupiteru). Průměr magnetosféry je 4-5 poloměrů Ganymedu. Byla prokázána i existence magnetopauzy. Lepší modely magnetického pole uvažují navíc plazma Jupiterovy ionosféry, ve které Ganymed obíhá, a započítávají tak do modelu magnetosféry i magnetohydrodynamické vlivy. Jsou tak schopny vysvětlit, proč na rozdíl od magnetosféry Země není magnetopauza u Ganymedu spojena s rázovou vlnou – plazma spolurotující s Jupiterem má vzhledem ke Ganymedu rychlost nižší, než je Alfvénova rychlost (přibližně poloviční[62]). V oblasti vlastní magnetosféry jsou v uzavřeném magnetickém poli zachycovány nabité částice a tvoří se zde radiační pásy.[13] V polárních oblastech Ganymedu může plazma z Jupiterovy ionosféry podél magnetických indukčních čar vstupovat až do atmosféry měsíce a způsobuje polární záře, které skutečně byly pozorovány Hubbleovým teleskopem v ultrafialovém spektru.[7] Těžké ionty dopadající až na povrch mají dostatečnou energii k vyrážení atomů ze struktury ledu a způsobují tím jeho charakteristické ztmavnutí.[54]

Za předpokladu, že Ganymed má diferencovanou strukturu s objemným kovovým jádrem,[2][23] jeho vlastní magnetické pole je generované podobným způsobem jako u Země – je výsledkem pohybu vodivých materiálů uvnitř měsíce.[13][23] Pravděpodobně vzniká konvekčním pohybem uvnitř jádra, který vytváří magnetohydrodynamické dynamo.[13][63] Jisté pochybnosti u předpokladů tohoto modelu vzbuzuje fakt, že podobná tělesa vlastní pole nemají. Některé výzkumy naznačují, že jádro měsíce by mělo být v současnosti natolik vychladlé, že by tekutý pohyb v jádře, jakož i magnetické pole, měly být již zaniklé. Navrženým východiskem je podobné zdůvodnění, jako u popraskaného povrchu – slapové jevy by dostatečně zahřívaly plášť a bránily tak jádru vychladnout.[41] Dalším vysvětlením by mohla být remanentní magnetizace křemičitanových hornin v plášti, způsobená v minulosti silným magnetickým polem generovaným magnetohydrodynamickým dynamem.[2]

Vedle vlastního magnetického pole má Ganymed, podobně jako Callisto a Europa, také indukované dipólové magnetické pole. Vzniká v důsledku proměnlivosti magnetického pole Jupiteru v okolí Ganymedu. Je asi o řád slabší než vlastní magnetické pole a jeho převládající orientace je v radiálním směru, tedy směrem od nebo k Jupiteru. U rovníku v místech, kde je nejsilnější, dosahuje jeho magnetická indukce hodnoty až 60 nT.[13] Jeho existence naznačuje, že měsíc by mohl mít velké množství podpovrchové slané vody s vysokou elektrickou vodivostí.[13]

Oběžná dráha a rotace

Ganymed obíhá Jupiter ve vzdálenosti 1 070 400 km, a mezi Galileovými měsíci je tedy od Jupitera druhý nejvzdálenější (po Callisto).[10] Jeden oběh mu trvá asi sedm dní a tři hodiny. Jako většina známých měsíců má Ganymed vázanou rotaci, takže je k planetě stále přivrácen stejnou stranou.[31] Jeho oběžná dráha je lehce výstřední a mírně nakloněná k Jupiterovu rovníku. Výstřednost (excentricita) oběžné dráhy a její naklonění (inklinace) se kvaziperiodicky mění vlivem gravitačního rušení Jupitera a Slunce. Tyto změny se odehrávají v časovém měřítku staletí, přičemž excentricita se mění v rozsahu 0,0009–0,0022 a inklinace v rozsahu 0,05–0,32°.[64] Tyto oběžné změny současně způsobují, že se sklon rotační osy (úhel mezi rotační a oběžnou osou) mění mezi 0 až 0,33°.[3]

Animace ukazuje Laplacovu rezonanci měsíce Io s Europou a Ganymedem

Měsíce Io, Europa a Ganymed se nacházejí v tzv. dráhové rezonanci 4 : 2 : 1. To znamená, že během jednoho oběhu Ganymeda kolem Jupiteru oběhne Europa dvakrát a Io čtyřikrát.[64][65] Horní konjunkce Europy a Io nastává vždy v bodě, kdy je Io nejblíže Jupiteru (tzv. perijovium) a Europa nejdále (tzv. apojovium). Horní konjunkce Europy a Ganymeda nastává, když je Europa v perijoviu.[64] Jednoduché poměry oběžných dob těchto těles (tzv. Laplaceova rezonance) také umožňují konjunkce trojité.[66]

Současná Laplaceova rezonance již nedokáže více zvýšit výstřednost dráhy Ganymedu.[66] Nyní excentricita dosahuje přibližné hodnoty 0,0013, která je pravděpodobně pozůstatkem z dávné historie satelitu, kdy zvyšování výstřednosti dráhy ještě bylo možné.[65] Tato hodnota je však současně poněkud matoucí. Pokud na ni rezonance již nemá žádný vliv, dalo by se očekávat, že bude narušena vlivem slapové disipace uvnitř Ganymedu.[66] To znamená, že k poslednímu nárůstu výstřednosti muselo dojít nanejvýš před několika stovkami milionů let.[66] Protože výstřednost oběžné dráhy Ganymedu je relativně malá – v průměru 0,0013[1] –, znamená to, že slapové zahřívání měsíce je v současné době zanedbatelné.[66] V minulosti však Ganymed mohl projít jednou nebo více rezonancemi podobnými rezonanci Laplaceově, díky nimž byla výstřednost oběžné dráhy zvýšena až na hodnotu 0,01–0,02.[2][66] To pravděpodobně způsobilo významné slapové zahřívání vnitřku Ganymedu. Jeho zvrásněný terén by mohl být důsledkem jedné nebo i více takových episod.[2][66]

Původ Laplaceovy rezonance mezi měsíci Io, Europa a Ganymed není zatím objasněn. Podle jedné z hypotéz je nutné ho hledat již v počátcích sluneční soustavy.[67] Podle jiné se však objevila až poté, co již byla formace sluneční soustavy ukončena. Události mohly probíhat v následujícím sledu: Slapové působení mezi Io a Jupiterem způsobilo nárůst oběžné dráhy Io, který se tak dostal do rezonance 2 : 1 s Europou. Poté tento nárůst pokračoval, ale část momentu hybnosti byla přenesena na Europu, neboť vlivem rezonance narůstala i její oběžná dráha. Tento proces pokračoval, dokud se Europa nedostala do rezonance 2 : 1 s Ganymedem.[66] Nakonec došlo k synchronizaci konjunkcí všech tří měsíců a k jejich uzamčení v Laplaceově rezonanci.[66]

Objev 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.[68] Jako objeviteli mu připadlo právo pojmenovat měsíce, a rozhodl se je pojmenovat Medicejské měsíce.[17]

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.[17] Další astronom Simon Marius, který tvrdil, že objevil měsíce Jupiteru před Galileem,[69] navrhoval původně pojmenování „Saturn Jupiteru“, „Jupiter Jupiteru“ (pro Ganymed), „Venuše Jupiteru“ a „Merkur Jupiteru“, ale i toto pojmenování bylo zamítnuto. Na popud Johana Keplera Marius se ještě jednou pokusil navrhnout jiná pojmenování pro měsíce:[17]

… pak tam byl také Ganymédes, 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, Ganymédes…[68]

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 vrátili. 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.[17] Ganymed se stal jediným měsícem Jupiteru, který nese mužské jméno. Ostatní jsou ženského rodu a také ony nesou jména milenek boha Dia.

Průzkum

Vesmírná sonda Voyager

Několik sond letících či obíhajících okolo Jupiteru detailně zkoumalo i měsíc Ganymed. První sonda, která systém navštívila, byl americký Pioneer 10 následovaný Pioneerem 11.[18] Pioneery o Ganymedu mnoho informací nezískaly.[70] Po nich soustavou proletěla dvojice amerických sond Voyager 1 a Voyager 2 v roce 1979. Průlet Voyagerů pomohl určit průměr měsíce s výsledkem, že Ganymed je větší než Saturnův měsíc Titan, což vyvrátilo předchozí opačný názor.[71] Ukázaly také povrch pokrytý trhlinami a prasklinami.[72]

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.[31] Jednalo se o průlety nazvané G1, G2, G7, G8, G28 a G29.[13] Během nejtěsnějšího průletu G2 proletěla sonda Galileo pouze 264 km nad povrchem měsíce.[13] Průlet G1 v roce 1996 přinesl objev magnetické pole měsíce,[73] později v roce 2001 bylo ohlášeno objevení podpovrchového oceánu.[13][31] Sonda Galileo odeslala zpět na Zemi velké množství spektroskopických snímků, s jejichž pomocí byly objeveny na povrchu složky netvořené ledem.[30] V roce 2007 proletěla kolem Ganymedu americká sonda New Horizons na své cestě k Plutu. Sonda během průletu vyhotovila mapu topografie a složení povrchu.[74][75]

Na rok 2020 je naplánován start mise Europa Jupiter System Mission (EJSM) ve spolupráci evropské ESA a americké NASA za účelem prozkoumat měsíce Jupiteru. V únoru 2009 agentury společně prohlásily, že tato mise dostane prioritu před misí Titan Saturn System Mission.[76] I přes to ale bude muset mise soupeřit s ostatními projekty ESA o financování.[77] 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.[78] Nicméně mise byla v roce 2005 zrušena pro škrty v rozpočtu.[79] Další neuskutečněná mise byla například sonda nazvaná The Grandeur of Ganymede.[80]

Odkazy

Poznámky

  1. ↑ Apocentrum je odvozeno od vedlejší osy a a excentricity e: .
  2. ↑ Objem v je odvozen z poloměru r: .
  3. ↑ Povrchová gravitace odvozena z hmotnosti m, gravitační konstanty a poloměru r: .
  4. ↑ Úniková rychlost odvozena z hmotnosti m, gravitační konstanty a poloměru r: .
  5. ↑ a b Přivrácená polokoule je ta, která směřuje ve směru oběhu kolem planety, odvrácená je definována opačně.
  6. ↑ Bezrozměrný moment setrvačnosti lze vypočítat jako I/(mr^2), kde I je moment setrvačnosti, m hmotnost a r střední poloměr. Pro homogenní kouli je bezrozměrný moment roven 0,4, avšak čím více hustota roste směrem ke středu tím je hodnota nižší.
  7. ↑ 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.

  1. ↑ a b c d Planetary Satellite Mean Orbital Parameters [online]. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. Dostupné online. 
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t SHOWMAN, Adam P.; MALHOTRA, Renu. The Galilean Satellites. Science. 1999, roč. 286, s. 77–84. Dostupné online [PDF]. DOI 10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.  Archivováno 14. 5. 2011 na Wayback Machine.
  3. ↑ a b BILLS, Bruce G. Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter. Icarus. 2005, roč. 175, s. 233–247. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2004.10.028. 
  4. ↑ YEOMANS, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters [online]. JPL Solar System Dynamics, 2006-07-13 [cit. 2007-11-05]. Dostupné online. 
  5. ↑ a b DELITSKY, Mona L.; LANE, Arthur L. Ice chemistry of Galilean satellites. J.of Geophys. Res.. 1998, roč. 103, čís. E13, s. 31,391–31,403. Dostupné v archivu pořízeném dne 2016-03-04. DOI 10.1029/1998JE900020.  Archivováno 3. 10. 2006 na Wayback Machine.
  6. ↑ ORTON, G.S.; SPENCER, G.R.; TRAVIS, L.D., et al. Galileo Photopolarimeter-radiometer observations of Jupiter and the Galilean Satellites. Science. 1996, roč. 274, s. 389–391. Dostupné online. DOI 10.1126/science.274.5286.389. 
  7. ↑ a b c d e f HALL, D.T.; FELDMAN, P.D.; MCGRATH, M.A., et al. The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede. The Astrophysical Journal. 1998, roč. 499, s. 475–481. Dostupné online. DOI 10.1086/305604. 
  8. ↑ stránky USGS věnující se planetární nomenklatuře
  9. ↑ a b c d Ganymede [online]. nineplanets.org, October 31, 1997 [cit. 2008-02-27]. Dostupné online. 
  10. ↑ a b Jupiter's Moons [online]. The Planetary Society [cit. 2007-12-07]. Dostupné online. 
  11. ↑ HAMILTON, Calvin J. Ganymede [online]. Solarviews.com [cit. 2010-03-22]. Dostupné online. (anglicky) 
  12. ↑ Solar System's largest moon likely has a hidden ocean [online]. Jet Propulsion Laboratory, NASA, 2000-12-16 [cit. 2008-01-11]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2012-01-17. 
  13. ↑ a b c d e f g h i j k l m n KIVELSON, M.G.; KHURANA, K.K.; CORONITI, F.V., et al. The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede. Icarus. 2002, roč. 157, s. 507–522. Dostupné online [PDF]. DOI 10.1006/icar.2002.6834.  Archivováno 27. 3. 2009 na Wayback Machine.
  14. ↑ RINGWALD, Frederick A. SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) [online]. California State University, Fresno, 2000-02-29 [cit. 2009-07-04]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2009-09-20. 
  15. ↑ a b c d EVIATAR, Aharon; VASYLIUNAS, Vytenis M.; GURNETT, Donald A., et al. The ionosphere of Ganymede. Plan.Space Sci.. 2001, roč. 49, s. 327–336. Dostupné online [ps]. DOI 10.1016/S0032-0633(00)00154-9. 
  16. ↑ Sidereus Nuncius [online]. Eastern Michigan University [cit. 2008-01-11]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2001-02-23. 
  17. ↑ a b c d e Satellites of Jupiter [online]. The Galileo Project [cit. 2007-11-24]. Dostupné online. 
  18. ↑ a b Pioneer 11 [online]. [cit. 2008-01-06]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2011-09-02. 
  19. ↑ a b CANUP, Robin M.; WARD, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion. The Astronomical Journal. 2002, roč. 124, s. 3404–3423. Dostupné online [PDF]. DOI 10.1086/344684. 
  20. ↑ 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, roč. 163, s. 198–231. Dostupné online. DOI 10.1016/S0019-1035(03)00076-9. 
  21. ↑ 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, roč. 183, s. 435–450. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2006.03.004. 
  22. ↑ a b c FREEMAN, J. Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto. Planetary and Space Science. 2006, roč. 54, s. 2–14. Dostupné v archivu pořízeném dne 24-08-2007. Dostupné také na: [1]. DOI 10.1016/j.pss.2005.10.003.  Archivováno 24. 8. 2007 na Wayback Machine.
  23. ↑ a b c d e f g h i j HAUCK, 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, roč. 111, s. E09008. Dostupné v archivu pořízeném dne 27-02-2008. DOI 10.1029/2005JE002557.  Archivováno 27. 2. 2008 na Wayback Machine.
  24. ↑ a b NAGEL, K.A; BREUER; SPOHN, T. A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. Icarus. 2004, roč. 169, s. 402–412. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2003.12.019. 
  25. ↑ a b SPOHN, T.; SCHUBERT, G. Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?. Icarus. 2003, roč. 161, s. 456–467. Dostupné v archivu pořízeném dne 27-02-2008. DOI 10.1016/S0019-1035(02)00048-9.  Archivováno 27. 2. 2008 na Wayback Machine.
  26. ↑ MARTINEK, František. Proč se liší měsíce Ganymed a Kallisto [online]. [cit. 2010-02-05]. Dostupné online. 
  27. ↑ a b c d e KUSKOV, O.L.; KRONROD, V.A. Internal structure of Europa and Callisto. Icarus. 2005, roč. 177, s. 550–369. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2005.04.014. 
  28. ↑ a b c d CALVIN, Wendy M., et al. Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary. J. Geophys. Res.. 1995, roč. 100, s. 19,041–19,048. Dostupné online. DOI 10.1029/94JE03349. 
  29. ↑ Ganymede: the Giant Moon [online]. Wayne RESA [cit. 2007-12-31]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2007-12-02. Dostupné také na: [2]. 
  30. ↑ 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, roč. 103, čís. E4, s. 8,603–8,626. Dostupné online. DOI 10.1029/98JE00788. 
  31. ↑ a b c d e MILLER, Ron; HARTMANN, William K. The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System. 3. vyd. Thailand: Workman Publishing, květen 2005. Dostupné online. ISBN 0-7611-3547-2. S. 108–114. 
  32. ↑ 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, roč. 292, s. 1523–1525. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1059916. PMID 11375486. 
  33. ↑ 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, roč. 28. Dostupné online. 
  34. ↑ 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, roč. 25, čís. 16, s. 3,117–3,120. Dostupné online. DOI 10.1029/98GL02386. 
  35. ↑ a b HIBBITTS, C.A., et al. Carbon dioxide on Ganymede. J.of Geophys. Res.. 2003, roč. 108, čís. E5, s. 5,036. Dostupné online. DOI 10.1029/2002JE001956. 
  36. ↑ a b c d e f SOHL, F., et al. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites. Icarus. 2002, roč. 157, s. 104–119. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.2002.6828. 
  37. ↑ 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, roč. 7, s. 01892. Dostupné online [PDF]. 
  38. ↑ PETTERSON, Wesley, et al. A Global Geologic Map of Ganymede. Lunar and Planetary Science. 2007, roč. XXXVIII, s. 1098. Dostupné online [PDF]. 
  39. ↑ KLEZCEK, Josip. Velká encyklopedie vesmíru. 1. vyd. Praha: Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. 134. 
  40. ↑ SHOWMAN, Adam P.; STEVENSON, David J.; MALHOTRA, Renu. Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede. Icarus. 1997, roč. 129, s. 367–383. Dostupné online [PDF]. DOI 10.1006/icar.1997.5778. 
  41. ↑ a b BLAND; SHOWMAN, A.P.; TOBIE, G. Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation. Lunar and Planetary Society Conference. Březen 2007, roč. 38, s. 2020. Dostupné online [PDF]. 
  42. ↑ 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, roč. 32, s. 1781. Dostupné online [PDF]. 
  43. ↑ HUFFMANN, H.; SOHL, F., et al. Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede. European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts. 2004, roč. 6. Dostupné online [PDF]. 
  44. ↑ a b ZAHNLE, K.; DONES, L. Cratering Rates on the Galilean Satellites. Icarus. 1998, roč. 136, s. 202–222. Dostupné v archivu pořízeném dne 27-02-2008. DOI 10.1006/icar.1998.6015.  Archivováno 27. 2. 2008 na Wayback Machine.
  45. ↑ Ganymede [online]. Lunar and Planetary Institute, 1997. Dostupné online. 
  46. ↑ CASACCHIA, R.; STROM, R.G. Geologic evolution of Galileo Regio. Journal of Geophysical Research. 1984, roč. 89, s. B419–B428. Dostupné online. DOI 10.1029/JB089iS02p0B419. Bibcode 1984LPSC...14..419C. 
  47. ↑ KHURANA, Krishan K., et al. The origin of Ganymede's polar caps. Icarus. 2007, roč. 191, čís. 1, s. 193–202. Dostupné online. DOI 10.1016/j.icarus.2007.04.022. 
  48. ↑ USGS Astrogeology: Rotation and pole position for planetary satellites (IAU WGCCRE) [online]. Dostupné online. 
  49. ↑ a b CARLSON, R.W., et al. Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972. Science. 1973, roč. 53, s. 182. Dostupné online. 
  50. ↑ a b c BROADFOOT, A.L., et al. Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter. Science. 1981, roč. 86, s. 8259–8284. Dostupné online [PDF]. 
  51. ↑ a b Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede [online]. Jet Propulsion Laboratory, NASA, 1996-10 [cit. 2008-01-15]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2009-04-25. 
  52. ↑ FELDMAN, Paul D., et al. HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede. The Astrophysical Journal. 2000, roč. 535, s. 1085–1090. Dostupné online. DOI 10.1086/308889. 
  53. ↑ JOHNSON, R.E. Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited. Icarus. 1997, roč. 128, čís. 2, s. 469–471. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1997.5746. 
  54. ↑ a b PARANICAS, C.; PATERSON, W.R.; CHENG, A.F., et al. Energetic particles observations near Ganymede. J.of Geophys.Res.. 1999, roč. 104, čís. A8, s. 17,459–17,469. Dostupné online. DOI 10.1029/1999JA900199. 
  55. ↑ NOLL, Keith S.; JOHNSON, Robert E., et al. Detection of Ozone on Ganymede. Science. July 1996, roč. 273, čís. 5273, s. 341–343. Dostupné online. DOI 10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517. 
  56. ↑ CALVIN, Wendy M.; SPENCER, John R. Latitudinal Distribution of O2on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope. Icarus. December 1997, roč. 130, čís. 2, s. 505–516. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1997.5842. 
  57. ↑ VIDAL, R. A.; BAHR, D., et al. Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies. Science. 1997, roč. 276, čís. 5320, s. 1839–1842. Dostupné online. DOI 10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525. 
  58. ↑ BROWN, Michael E. A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede. Icarus. 1997, roč. 126, čís. 1, s. 236–238. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.1996.5675. 
  59. ↑ 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, roč. 24, čís. 17, s. 2147–2150. Dostupné online. DOI 10.1029/97GL01927. 
  60. ↑ Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse [online]. Spaceflight Now [cit. 2008-01-19]. Dostupné online. 
  61. ↑ a b KIVELSON, M.G.; KHURANA, K.K.; CORONITI, F.V., et al. The magnetic field and magnetosphere of Ganymede. Geophys. Res. Lett.. 1997, roč. 24, čís. 17, s. 2155–2158. Dostupné online [PDF]. DOI 10.1029/97GL02201.  Archivováno 27. 3. 2009 na Wayback Machine.
  62. ↑ STONE, S. M. Investigation of the magnetosphere of Ganymede with Galileo's energetic particle detector. [s.l.]: University of Kansas, 2001. ISBN 9780599863576. (anglicky) Disertační práce. 
  63. ↑ HAUCK, Steven A. Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede. Lunar and Planetary Science. 2002, svazek XXXIII, s. 1380. Dostupné online [PDF]. 
  64. ↑ a b c MUSOTTO, Susanna, et al. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. Icarus. 2002, roč. 159, s. 500–504. Dostupné online. DOI 10.1006/icar.2002.6939. 
  65. ↑ a b High Tide on Europa [online]. SPACE.com [cit. 2007-12-07]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2002-10-17. 
  66. ↑ a b c d e f g h i SHOWMAN, Adam P.; MALHOTRA, Renu. Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede. Icarus. 1997, roč. 127, s. 93–111. Dostupné online [PDF]. DOI 10.1006/icar.1996.5669. 
  67. ↑ PEALE, S.J.; LEE, Man Hoi. A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites. Science. 2002, roč. 298, s. 593–597. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1076557. PMID 12386333. 
  68. ↑ a b The Discovery of the Galilean Satellites [online]. Space Research Institute, Russian Academy of Sciences [cit. 2007-11-24]. Dostupné online. Dostupné také na: [3]. 
  69. ↑ Discovery [online]. Cascadia Community College [cit. 2007-11-24]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2006-09-20. Dostupné také na: [4]. 
  70. ↑ Exploration of Ganymede [online]. Terraformers Society of Canada [cit. 2008-01-06]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2007-03-19. Dostupné také na: [5]. 
  71. ↑ Voyager 1 and 2 [online]. ThinkQuest [cit. 2008-01-06]. Dostupné online. 
  72. ↑ The Voyager Planetary Mission [online]. Views of the Solar System [cit. 2008-01-06]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-02-03. 
  73. ↑ New Discoveries From Galileo [online]. Jet Propulsion Laboratory, NASA [cit. 2008-01-06]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2010-06-02. 
  74. ↑ Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter [online]. Space Daily [cit. 2008-01-06]. Dostupné online. 
  75. ↑ GRUNDY, W.M.; BURATTI, B.J.; CHENG, A.F., et al. New Horizons Mapping of Europa and Ganymede. Science. 2007, roč. 318, s. 234–237. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1147623. PMID 17932288. 
  76. ↑ RINCON, Paul. Jupiter in space agencies' sights. news.bbc.co.uk. BBC News, 2009-02-20. Dostupné online [cit. 2009-02-20]. 
  77. ↑ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals [online]. ESA, 2007-07-21 [cit. 2009-02-20]. Dostupné online. 
  78. ↑ Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO) [online]. The Internet Encyclopedia of Science [cit. 2008-01-06]. Dostupné online. 
  79. ↑ Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut [online]. Planet Surveyor [cit. 2008-01-06]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2016-03-05. 
  80. ↑ PAPPALARDO, R.T.; KHURANA, K.K.; MOORE, W.B. The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission. Lunar and Planetary Science. 2001, roč. XXXII, s. 4062. Dostupné online [PDF]. 

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 978-1-61530-014-3. Str. 109. Anglicky.

Externí odkazy

Média použitá na této stránce

PIA00081 Ganymede Voyager 2 mosaic.jpg

The hemisphere of Ganymede that faces away from Jupiter displays a great variety of terrain. In this Voyager 2 mosaic, photographed at a range of 300,000 kilometers, the ancient dark area of Regio Galileo lies at the upper right. Below it, the ray system is probably caused by water-ice, splashed out in a relatively recent impact.

The original NASA image has been cropped, and some non-full-color areas have been blacked out.
Moon Ganymede by NOAA.jpg
Jupiter's moon Ganymede.
Voyager.jpg
NASA photograph of one of the two identical Voyager space probes Voyager 1 and Voyager 2 launched in 1977.

The 3.7 metre diameter high-gain antenna (HGA) is attached to the hollow ten-sided polygonal body housing the electronics, here seen in profile. The Voyager Golden Record is attached to one of the bus sides.

The angled square panel below is the optical calibration target and excess heat radiator.

The three radioisotope thermoelectric generators (RTGs) are mounted end-to-end on the left-extending boom. One of the two planetary radio and plasma wave antenna extends diagonally left and down, the other extends to the rear, mostly hidden here. The compact structure between the RTGs and the HGA are the high-field and low-field magnetometers (MAG) in their stowed state; after launch an Astromast boom extended to 13 metres to distance the low-field magnetometers.

The instrument boom extending to the right holds, from left to right: the cosmic ray subsystem (CRS) above and Low-Energy Charged Particle (LECP) detector below; the Plasma Spectrometer (PLS) above; and the scan platform that rotates about a vertical axis.

The scan platform comprises: the Infrared Interferometer Spectrometer (IRIS) (largest camera at right); the Ultraviolet Spectrometer (UVS) to the right of the UVS; the two Imaging Science Subsystem (ISS) vidicon cameras to the left of the UVS; and the Photopolarimeter System (PPS) barely visible under the ISS.

Suggested for English Wikipedia:alternative text for images: A space probe with squat cylindrical body topped by a large parabolic radio antenna dish pointing upwards, a three-element radioisotope thermoelectric generator on a boom extending left, and scientific instruments on a boom extending right. A golden disk is fixed to the body.
Craters on Ganymede.jpg
Fresh impact craters on the grooved terrain on Ganymede by Galileo. The crater to the north is Gula (38 kilometers km in diameter). It has a distinctive central peak. The crater to the south is Achelous. It is 32 km in diameter. A characteristic feature of both craters, almost identical in size, is the "pedestal" - an outward-facing, relatively gently sloped scarp that terminates the continuous ejecta blanket. Similar features may be seen in ejecta blankets of Martian craters, suggesting impacts into a volatile (ice)-rich target material. Furthermore, both craters appear crisp and feature terraces. Gula has a prominent central peak; Achelous instead may show the remnant of a collapsed central peak or a central pit that is not fully formed. On lower-resolution images taken under higher sun illumination angle, both craters are shown to have extended bright rays, especially Achelous, which demonstrates that these two craters are younger than the respective surrounding landscape.
Galilean moon Laplace resonance animation.gif
Animation of the 1:2:4 Laplace resonance between Io, Europa, and Ganymede. The labels indicate the ratios of orbital periods: Europa's is twice Io's, and Ganymede's is four times Io's.
Warning: do not downsize the image below its original size of 365 × 245 when used in a Wikipedia article, as the animation won't move then (at least not for all users).
PIA00519 Interior of Ganymede.jpg
Interior of Ganymede: Voyager images are used to create a global view of Ganymede. The cut-out reveals the interior structure of this icy moon. This structure consists of four layers based on measurements of Ganymede's gravity field and theoretical analyses using Ganymede's known mass, size and density. Ganymede's surface is rich in water ice and Voyager and Galileo images show features which are evidence of geological and tectonic disruption of the surface in the past. As with the Earth, these geological features reflect forces and processes deep within Ganymede's interior. Based on geochemical and geophysical models, scientists expected Ganymede's interior to either consist of: a) an undifferentiated mixture of rock and ice or b) a differentiated structure with a large lunar sized "core" of rock and possibly iron overlain by a deep layer of warm soft ice capped by a thin cold rigid ice crust. Galileo's measurement of Ganymede's gravity field during its first and second encounters with the huge moon have basically confirmed the differentiated model and allowed scientists to estimate the size of these layers more accurately. In addition the data strongly suggest that a dense metallic core exists at the center of the rock core. This metallic core suggests a greater degree of heating at sometime in Ganymede's past than had been proposed before and may be the source of Ganymede's magnetic field discovered by Galileo's space physics experiments.
Ganymede field.svg
Autor: CWitte, Licence: CC BY-SA 3.0
Magnetic field of Ganymede. Calculated using data from Gallileo's second encounter to the moon at September 6th 1996 (superposition model with 120nT homogenous field and equatorial field strength of 720nT for the moon's own dipole field). The co-rotating Ganymede-centered reference system is such that the x-axis points towards Jupiter, the z-axis is the common spin axes of Jupiter, Ganymede and its orbit. The y-axis is suppressed and shows in direction of Ganymede's orbital motion. The green line - the separatrix - seperates regions of magnetic field lines which a) go from moon to moon, b) from moon to planet or c) from planet to planet.
Ganymede-moon.jpg
In this global view of Ganymede's trailing side, the colors are enhanced to emphasize color differences. The enhancement reveals frosty polar caps in addition to the two predominant terrains on Ganymede, bright, grooved terrain and older, dark furrowed areas. Many craters with diameters up to several dozen kilometers are visible. The violet hues at the poles may be the result of small particles of frost which would scatter more light at shorter wavelengths (the violet end of the spectrum). Ganymede's magnetic field, which was detected by the magnetometer on NASA's Galileo spacecraft in 1996, may be partly responsible for the appearance of the polar terrain. Compared to Earth's polar caps, Ganymede's polar terrain is relatively vast. The frost on Ganymede reaches latitudes as low as 40 degrees on average and 25 degrees at some locations. For comparison with Earth, Miami, Florida lies at 26 degrees north latitude, and Berlin, Germany is located at 52 degrees north. North is to the top of the picture. The composite, which combines images taken with green, violet, and 1 micrometer filters, is centered at 306 degrees west longitude. The resolution is 9 kilometers (6 miles) per picture element. The images were taken on 29 March 1998 at a range of 918000 kilometers (570,000 miles) by the Solid State Imaging (SSI) system on NASA's Galileo spacecraft.
Ganymede terrain.jpg
Boundary between dark and light terrain on Ganymede. The photo is PIA02577 at the JPL Planetary Photojournal. It was taken by the Galileo spacecraft.

Original NASA caption:

The ancient, dark terrain of Nicholson Regio (left) shows many large impact craters, and zones of fractures oriented generally parallel to the boundary between the dark and bright regions of Jupiter's moon Ganymede. In contrast, the bright terrain of Harpagia Sulcus (right) is less cratered and relatively smooth.

The nature of the boundary between ancient, dark terrain and younger, bright terrain, the two principal terrain types on Ganymede, was explored by NASA's Galileo spacecraft on May 20, 2000. Subtle parallel ridges and grooves show that Harpagia Sulcus's land has been smoothed out over the years by tectonic processes.

North is to the top of the picture. The Sun illuminates the surface from the left. The image, centered at ?14 degrees latitude and 319 degrees longitude, covers an area approximately 213 by 97 kilometers (132 by 60 miles.) The resolution is 121 meters (about 250 feet) per picture element. The images were taken on May 20, 2000, at a range of 11,800 kilometers (about 7,300 miles).
Ganymede g1 true-edit1.jpg
True color image of Ganymede, obtained by the Galileo spacecraft, with enhanced contrast.

Here is the description from JPL's web entry for PIA00716:

Natural color view of Ganymede from the Galileo spacecraft during its first encounter with the satellite. North is to the top of the picture and the sun illuminates the surface from the right. The dark areas are the older, more heavily cratered regions and the light areas are younger, tectonically deformed regions. The brownish-gray color is due to mixtures of rocky materials and ice. Bright spots are geologically recent impact craters and their ejecta. The finest details that can be discerned in this picture are about 13.4 kilometers across. The images which combine for this color image were taken beginning at Universal Time 8:46:04 UT on June 26, 1996.

The Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA manages the mission for NASA's Office of Space Science, Washington, DC. This image and other images and data received from Galileo are posted on the World Wide Web, on the Galileo mission home page at URL http://galileo.jpl.nasa.gov. Background information and educational context for the images can be found at http://www.jpl.nasa.gov/galileo/sepo.