Ganimede | ||||
---|---|---|---|---|
Satelit | ||||
| ||||
Alte nume | Jupiter III | |||
Deschidere | ||||
Descoperitor | Galileo Galilei | |||
data deschiderii | 7 ianuarie 1610 [1] [2] [3] | |||
Caracteristicile orbitale | ||||
Periheliu | 1.069.200 km | |||
Afeliu | 1.071.600 km | |||
Periovy | 1.069.200 km [comm. unu] | |||
Apoiovy | 1.071.600 km [comm. 2] | |||
Axa majoră ( a ) | 1.070.400 km [4] | |||
Excentricitatea orbitală ( e ) | 0,0013 [4] | |||
perioada siderale | 7,15455296 d [4] | |||
Viteza orbitală ( v ) | 10.880 km/s | |||
Înclinație ( i ) | 0,20° (până la ecuatorul lui Jupiter) [4] | |||
Al cărui satelit | Jupiter | |||
caracteristici fizice | ||||
Raza medie | 2634,1 ± 0,3 km (0,413 Pământ) [5] | |||
Suprafața ( S ) | 87,0 milioane km 2 (0,171 Pământ) [comm. 3] | |||
Volumul ( V ) | 7,6⋅10 10 km 3 (0,0704 Pământ) [comm. patru] | |||
Masa ( m ) | 1,4819⋅10 23 kg (0,025 Pământ) [5] | |||
Densitatea medie ( ρ ) | 1,936 g /cm3 [ 5 ] | |||
Accelerația gravitației la ecuator ( g ) | 1,428 m/s 2 (0,146 g ) [com. 5] | |||
A doua viteză de evacuare ( v 2 ) | 2.741 km/s [comm. 6] | |||
Perioada de rotație ( T ) | sincronizat (întors spre Jupiter pe o parte) | |||
Înclinarea axei | 0—0,33° [6] | |||
Albedo | 0,43 ± 0,02 [7] | |||
Amploarea aparentă |
4,61 (în opoziție ) [7] 4,38 (în 1951) [8] |
|||
Temperatura | ||||
|
||||
suprafata ( K ) |
|
|||
Atmosfera | ||||
Presiunea atmosferică | urmă | |||
Compus: oxigen [11] | ||||
Fișiere media la Wikimedia Commons | ||||
Informații în Wikidata ? |
Ganymede ( greaca veche Γανυμήδης ) este unul dintre sateliții galileeni ai lui Jupiter , al șaptelea ca distanță de acesta dintre toți sateliții săi [12] și cel mai mare satelit din sistemul solar . Diametrul său este de 5268 de kilometri, ceea ce este cu 2% mai mare decât cel al lui Titan (al doilea satelit ca mărime din sistemul solar) și cu 8% mai mare decât cel al lui Mercur . În același timp, masa lui Ganymede este de numai 45% din masa lui Mercur, dar printre sateliții planetelor este un record. Masa lui Ganymede depășește luna de 2,02 ori [13] [14] . Învârtindu-se în jurul lui Jupiter în aproximativ șapte zile, Ganimede participă la o rezonanță orbitală 1:2:4 cu celelalte două luni ale sale , Europa și Io .
Ganymede este compus din cantități aproximativ egale de rocă silicată și gheață de apă . Este un corp complet diferențiat , cu un miez lichid bogat în fier . Se presupune că în măruntaiele sale la o adâncime de aproximativ 200 km între straturile de gheață se află un ocean de apă lichidă [15] . Pe suprafața lui Ganymede se observă două tipuri de peisaj. O treime din suprafața Lunii este ocupată de regiuni întunecate punctate cu cratere de impact . Vârsta lor ajunge la patru miliarde de ani. Restul zonei este ocupat de zone luminoase mai tinere acoperite cu brazde si creste. Motivele pentru geologia complexă a regiunilor luminoase nu sunt complet clare. Este probabil asociată cu activitatea tectonică cauzată de încălzirea mareelor [5] .
Ganimede este singura lună din sistemul solar care are propria sa magnetosferă . Cel mai probabil, este creat prin convecție în miezul lichid bogat în fier [16] . Mica magnetosferă a lui Ganymede este conținută în magnetosfera mult mai mare a lui Jupiter și își deformează doar puțin liniile de câmp. Satelitul are o atmosferă subțire, care include modificări alotropice ale oxigenului precum O (oxigen atomic), O 2 (oxigen) și, eventual, O 3 ( ozon ) [11] . Cantitatea de hidrogen atomic (H) din atmosferă este neglijabilă. Nu este clar dacă Ganimede are o ionosferă [17] .
Ganymede a fost descoperit de Galileo Galilei , care l-a văzut la 7 ianuarie 1610 [1] [2] [3] . La scurt timp , Simon Marius a propus să-l numească în cinstea majordomului Ganimede [18] , iubitul lui Zeus . Prima navă spațială care a studiat Ganymede a fost Pioneer 10 în 1973 [19] . Studii mult mai detaliate au fost efectuate de sonda spațială Voyager în 1979. Sonda spațială Galileo , care studiază sistemul Jupiter din 1995, a descoperit un ocean subteran și câmpul magnetic al lui Ganimede. În 2012, Agenția Spațială Europeană a aprobat o nouă misiune de explorare a lunilor înghețate ale lui Jupiter , JUICE ; Lansarea sa este programată pentru 2022, iar sosirea în sistemul Jupiter este programată pentru 2030.
Ganymede a fost descoperit de Galileo Galilei la 7 ianuarie 1610 folosind primul său telescop . În această zi, Galileo a văzut 3 „stele” lângă Jupiter: Ganymede, Callisto și o „stea”, care mai târziu s-au dovedit a fi doi sateliți - Europa și Io (abia noaptea următoare, distanța unghiulară dintre ei a crescut suficient pentru o observare separată) . Pe 15 ianuarie, Galileo a ajuns la concluzia că toate aceste obiecte sunt de fapt corpuri cerești care se mișcă pe orbită în jurul lui Jupiter [1] [2] [3] . Galileo a numit cei patru sateliți pe care i-a descoperit „planete Medici” și le-a atribuit numere de serie [18] .
Astronomul francez Nicolas-Claude Fabry de Peyresque a propus ca sateliții să poată fi numiți după patru membri ai familiei Medici , dar propunerea sa nu a fost acceptată [18] . Descoperirea satelitului a fost susținută și de astronomul german Simon Marius , care l-a observat pe Ganimede în 1609, dar nu a publicat date despre aceasta la timp [20] [com. 7] [21] . Marius a încercat să dea lunilor numele „Saturn al lui Jupiter”, „Jupiter al lui Jupiter” (era Ganimede), „Venus lui Jupiter” și „Mercur al lui Jupiter”, care nici nu au prins. În 1614, în urma lui Johannes Kepler , el a propus noi nume pentru ei, după numele asociaților lui Zeus (inclusiv Ganimede) [18] [20] :
... Apoi a fost Ganymede , frumosul fiu al regelui Tros , pe care Jupiter, luând forma unui vultur, l-a răpit până la cer, ținându-l pe spate, așa cum îl descriu fabulos poeții... Al treilea, din cauza măreției lui lumina, Ganimede... [22]
Textul original (lat.)[ arataascunde] [Iupiter] etiam impensius amavit Ganymedem puerum formosum, Trois Regis filium, adeo etiam ut assumptâ aquilæ figurâ, illum humeris impositum, in cœlum transportavit, prout fabulantur poetæ…Tertius ob luminis Majestatem Ganymedes… [23]Cu toate acestea, numele „Ganymede”, la fel ca numele propuse de Marius pentru alți sateliți galileeni , practic nu a fost folosit până la mijlocul secolului al XX-lea, când a devenit comun. În cea mai mare parte a literaturii astronomice anterioare , Ganymede este desemnat (în sistemul introdus de Galileo) drept Jupiter III sau „a treia lună a lui Jupiter”. După descoperirea sateliților lui Saturn, sateliții lui Jupiter au început să folosească un sistem de desemnare bazat pe propunerile lui Kepler și Marius [18] . Ganymede este singura lună galileană a lui Jupiter numită după o figură masculină - conform unui număr de autori, el (precum Io, Europa și Callisto) a fost iubitul lui Zeus.
Conform înregistrărilor astronomice chineze, în 365 î.Hr. e. Gan Te a descoperit satelitul lui Jupiter cu ochiul liber (probabil că era Ganimede) [24] [25] .
Ganymede s-a format probabil dintr-un disc de acreție sau nebuloasă de gaz și praf care l-a înconjurat pe Jupiter la ceva timp după formarea sa [26] . Formarea lui Ganymede a durat probabil aproximativ 10.000 de ani [27] (un ordin de mărime mai mic decât estimarea pentru Callisto). Nebuloasa lui Jupiter a conținut probabil relativ puțin gaz în timpul formării sateliților galileeni, ceea ce poate explica formarea foarte lentă a lui Callisto [26] . Ganimede s-a format mai aproape de Jupiter, unde nebuloasa era mai densă, ceea ce explică formarea sa mai rapidă [27] . La rândul său, a dus la faptul că căldura eliberată în timpul acreției nu a avut timp să se disipeze. Acest lucru poate să fi cauzat topirea gheții și separarea pietrei de ea. Pietrele s-au așezat în centrul satelitului, formând miezul. Spre deosebire de Ganimede, în timpul formării lui Callisto, căldura a avut timp să fie îndepărtată, gheața din adâncurile ei nu s-a topit și diferențierea nu a avut loc [28] . Această ipoteză explică de ce cele două luni ale lui Jupiter sunt atât de diferite în ciuda maselor și compozițiilor similare [28] [29] . Teoriile alternative atribuie temperatura internă mai mare a lui Ganymede încălzirii prin maree [30] sau expunerii mai intense la bombardamentele puternice târzii [31] [32] [33] .
Miezul lui Ganymede, după formare, a reținut cea mai mare parte a căldurii acumulate în timpul acreției și diferențierii. Eliberează încet această căldură în mantaua de gheață, funcționând ca un fel de baterie de căldură [28] . Mantaua, la rândul ei, transferă această căldură la suprafață prin convecție [29] . Dezintegrarea elementelor radioactive din miez a continuat să-l încălzească, provocând diferențieri suplimentare: s-a format un miez interior de fier și sulfură de fier și o manta de silicat [28] [34] . Astfel Ganymede a devenit un corp complet diferențiat. În comparație, încălzirea radioactivă a Calisto nediferențiat a provocat doar convecție în interiorul său înghețat, care le-a răcit efectiv și a prevenit topirea gheții la scară largă și diferențierea rapidă [35] . Procesul de convecție pe Callisto a provocat doar o separare parțială a rocilor de gheață [35] . În prezent, Ganimede continuă să se răcească încet [34] . Căldura provenită din miez și mantaua de silicat permite existența unui ocean subteran [36] , iar răcirea lentă a miezului lichid de fier și sulfură de fier(II) determină convecția și menține generarea unui câmp magnetic [34] . Fluxul de căldură curent din intestinele lui Ganymede este probabil mai mare decât cel al lui Callisto [28] .
Ganymede este situat la o distanță de 1.070.400 de kilometri de Jupiter, făcându-l al treilea cel mai îndepărtat satelit galilean [12] . Îi ia șapte zile și trei ore pentru a face o revoluție completă în jurul lui Jupiter. La fel ca majoritatea sateliților cunoscuți, rotația lui Ganymede este sincronizată cu cea a lui Jupiter și se îndreaptă întotdeauna cu aceeași parte spre planetă [37] . Orbita sa are o ușoară înclinare față de ecuatorul lui Jupiter și o excentricitate care variază cvasi-periodic din cauza perturbațiilor seculare de la Soare și planete. Excentricitatea variază în intervalul 0,0009–0,0022, iar înclinarea în intervalul 0,05°–0,32° [38] . Aceste oscilații orbitale fac ca înclinarea axei de rotație (unghiul dintre această axă și perpendiculara pe planul orbitei) să se schimbe de la 0 la 0,33° [6] .
Ganymede este în rezonanță orbitală cu Europa și Io: pentru fiecare revoluție a lui Ganymede în jurul planetei, există două revoluții ale Europei și patru revoluții ale lui Io [38] [39] . Cea mai apropiată apropiere între Io și Europa are loc atunci când Io este la periapsis , iar Europa la apoapsis . Europa se apropie de Ganimede, fiind în pericentrul ei [38] . Astfel, alinierea tuturor acestor trei sateliți într-o singură linie este imposibilă. O astfel de rezonanță se numește rezonanță Laplace [40] .
Rezonanța Laplace modernă nu poate crește excentricitatea orbitei lui Ganimede [40] . Valoarea actuală a excentricității este de aproximativ 0,0013, ceea ce poate fi o consecință a creșterii acesteia datorită rezonanței din epocile trecute [39] . Dar dacă nu crește în prezent, atunci se pune întrebarea de ce nu a revenit la zero din cauza disipării energiei mareelor în adâncurile lui Ganimede [40] . Poate că ultima creștere a excentricității a avut loc recent - acum câteva sute de milioane de ani [40] . Deoarece excentricitatea orbitală a lui Ganymede este relativ scăzută (în medie 0,0015) [39] , încălzirea prin maree a acestui satelit este acum neglijabilă [40] . Cu toate acestea, în trecut, Ganymede poate să fi trecut printr-o rezonanță asemănătoare lui Laplace de una sau mai multe ori, care a putut crește excentricitatea orbitală la valori de 0,01-0,02 [5] [40] . Acest lucru a cauzat probabil o încălzire semnificativă a mareelor din interiorul lui Ganymede, ceea ce ar fi putut provoca activitate tectonică care a format un peisaj neuniform [5] [40] .
Există două ipoteze pentru originea rezonanței Laplace a lui Io, Europa și Ganymede: că a existat de la apariția sistemului solar [41] sau că a apărut mai târziu. În al doilea caz, este probabilă următoarea evoluție a evenimentelor: Io a ridicat mareele pe Jupiter, ceea ce a determinat-o să se îndepărteze de el până când a intrat într-o rezonanță 2: 1 cu Europa; după aceea, raza orbitei lui Io a continuat să crească, dar o parte din momentul unghiular a fost transferat în Europa și s-a îndepărtat și de Jupiter; procesul a continuat până când Europa a intrat într-o rezonanță 2:1 cu Ganimede [40] . În cele din urmă, razele orbitelor acestor trei sateliți au atins valori corespunzătoare rezonanței Laplace [40] .
Ganimede este cea mai mare și mai masivă lună din sistemul solar. Diametrul său (5268 km) este cu 41% din diametrul Pământului , cu 2% mai mare decât cel al satelitului lui Saturn Titan (al doilea satelit ca mărime), cu 8% mai mare decât diametrul lui Mercur, 9% Callisto, 45% Io și 51. % mai mare decât Luna. Masa sa este cu 10% mai mare decât cea a lui Titan, cu 38% mai mare decât cea a lui Callisto, cu 66% mai mare decât cea a lui Io și de 2,02 ori masa Lunii.
Densitatea medie a lui Ganimede este de 1,936 g/cm3 . Se presupune că este format din părți egale de rocă și apă (în cea mai mare parte înghețată) [5] . Fracția de masă a gheții se află în intervalul 46-50%, care este puțin mai mică decât în Callisto [42] . Unele gaze volatile, cum ar fi amoniacul [36] [42] pot fi prezente în gheață . Compoziția exactă a rocilor din Ganymede nu este cunoscută, dar este probabil apropiată de compoziția condritelor obișnuite din grupele L și LL, care diferă de H-condritele prin conținutul lor total mai scăzut de fier, conținutul mai scăzut de fier metalic și multe altele. oxid de fier. Raportul dintre masele de fier și siliciu de pe Ganimede este 1,05-1,27 (pentru comparație, este de 1,8 pe Soare ).
Albedo de suprafață a lui Ganymede este de aproximativ 43% [43] . Gheața de apă este prezentă pe aproape toată suprafața și fracția sa de masă variază între 50–90% [5] , ceea ce este mult mai mare decât pe Ganimede în ansamblu. Spectroscopia în infraroșu apropiat a arătat prezența unor benzi extinse de absorbție a gheții de apă la lungimi de undă de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 și 3,0 µm [43] . Zonele luminoase sunt mai puțin uniforme și au mai multă gheață decât zonele întunecate [44] . Analizele ultraviolete și în infraroșu apropiat de înaltă rezoluție , obținute de nava spațială Galileo și instrumentele de la sol, au arătat prezența altor substanțe: dioxid de carbon , dioxid de sulf și, eventual , cianura , acid sulfuric și diverși compuși organici [5] [45 ]. ] . Conform rezultatelor misiunii Galileo, se presupune prezența unei anumite cantități de toline la suprafață [46] . Rezultatele Galileo au arătat, de asemenea, prezența sulfatului de magneziu (MgSO 4 ) și, posibil, a sulfatului de sodiu (Na 2 SO 4 ) pe suprafața lui Ganimede [37] [47] . Aceste săruri s-ar fi putut forma în oceanul subteran [47] .
Suprafața lui Ganimede este asimetrică. Emisfera de conducere (întoarsă în direcția orbitei satelitului) este mai ușoară decât cea de urmărire [43] . Pe Europa situația este aceeași, dar pe Callisto este invers [43] . Emisfera finală a lui Ganimede pare să aibă mai mult dioxid de sulf [48] [49] . Cantitatea de dioxid de carbon este aceeași în ambele emisfere, dar este absentă în apropierea polilor [45] [50] . Craterele de impact de pe Ganymede (cu excepția unuia) nu prezintă îmbogățire cu dioxid de carbon, ceea ce distinge și acest satelit de Callisto. Rezervele subterane de dioxid de carbon de pe Ganimede au fost probabil epuizate în trecut [50] .
Se presupune că Ganimede constă din trei straturi: un miez topit de fier sau sulfură de fier , o manta de silicat și un strat exterior de gheață [5] [51] cu o grosime de 900–950 de kilometri. Acest model este susținut de un mic moment de inerție , măsurat în timpul zborului lui Ganymede „Galileo” - (0,3105 ± 0,0028)× mr 2 [5] [51] (momentul de inerție al unei mingi omogene este de 0,4× mr 2 , iar o valoare mai mică a coeficientului din această formulă indică faptul că densitatea crește odată cu adâncimea). La Ganymede, acest coeficient este cel mai scăzut dintre corpurile solide ale sistemului solar, ceea ce indică o stratificare pronunțată a intestinelor sale . Existența unui miez bogat în fier topit oferă o explicație naturală pentru propriul câmp magnetic al lui Ganymede , care a fost descoperit de Galileo [34] . Convecția în fierul topit, care are o conductivitate electrică ridicată , este cea mai rezonabilă explicație pentru originea câmpului magnetic [16] .
Grosimea exactă a diferitelor straturi din interiorul lui Ganimede depinde de valoarea acceptată a compoziției silicaților (proporțiile de olivină și piroxeni ), precum și de cantitatea de sulf din miez [42] [51] . Valoarea cea mai probabilă pentru raza miezului este de 700–900 km , iar grosimea mantalei exterioare de gheață este de 800–1000 km . Restul razei cade pe mantaua de silicat [29] [34] [51] [52] . Densitatea miezului este probabil 5,5–6 g/cm 3 , iar cea a mantalei de silicat, 3,4–3,6 g/cm 3 [34] [42] [51] [52] . Unele modele de generare a câmpului magnetic al lui Ganymede necesită un miez solid de fier pur în interiorul unui miez lichid de Fe și FeS, care este similar cu structura nucleului Pământului . Raza acestui nucleu poate ajunge la 500 de kilometri [34] . Temperatura din miezul lui Ganymede este probabil 1500–1700 K , iar presiunea este de până la 10 GPa [34] [51] .
Studiile câmpului magnetic al lui Ganymede indică faptul că sub suprafața lui poate exista un ocean de apă lichidă [15] [16] . Modelarea numerică a interiorului satelitului, realizată în 2014 de Jet Propulsion Laboratory al NASA, a arătat că acest ocean este probabil multistratificat: straturile lichide sunt separate de straturi de gheață de diferite tipuri ( gheață Ih , III , V , VI ). Numărul de straturi intermediare lichide poate ajunge la 4; salinitatea lor crește odată cu adâncimea [53] [54] .
Suprafața lui Ganymede este un amestec de două tipuri de petice: zone întunecate foarte vechi, puternic craterizate și zone luminoase ceva mai tinere (dar încă vechi) acoperite cu brazde, șanțuri și creste. Zonele întunecate ale suprafeței ocupă aproximativ 1/3 din întreaga suprafață [56] și conțin argile și materie organică, care pot reflecta compoziția planetezimale din care s-au format lunile lui Jupiter [57] .
Nu se știe încă ce a cauzat încălzirea necesară pentru a forma suprafața canelată a lui Ganimede. Conform conceptelor moderne, o astfel de suprafață este o consecință a proceselor tectonice [5] . Se crede că criovulcanismul joacă un rol minor, dacă este deloc [5] . Forțele care au creat tensiuni puternice în litosfera lui Ganymede, necesare mișcărilor tectonice, ar putea fi asociate cu încălzirea mareelor în trecut, care poate fi cauzată de rezonanțe orbitale instabile prin care a trecut satelitul [5] [58] . Deformarea mareelor a gheții ar fi putut încălzi intestinele lui Ganymede și ar fi cauzat stres în litosferă, ceea ce a dus la apariția crăpăturilor, horts și grabens . În același timp, vechea suprafață întunecată a fost ștearsă pe 70% din suprafața satelitului [5] [59] . Formarea suprafeței striate poate fi, de asemenea, asociată cu formarea timpurie a miezului satelitului și încălzirea ulterioară prin maree a interiorului acestuia, care, la rândul său, a provocat o creștere a lui Ganymede cu 1-6% din cauza expansiunii termice și a tranzițiilor de fază . în gheață [5] . Posibil, în cursul evoluției ulterioare, penele din apă încălzită s-au ridicat de la miez la suprafață, provocând deformații ale litosferei [60] . Cea mai probabilă sursă modernă de căldură în intestinele satelitului este încălzirea radioactivă , care poate asigura (cel puțin parțial) existența unui ocean de apă subterană. Modelarea arată că, dacă excentricitatea orbitei lui Ganimede ar fi cu un ordin de mărime mai mare decât cea actuală (și poate că aceasta a fost în trecut), încălzirea mareelor ar putea fi mai puternică decât radioactivă [61] .
La suprafața ambelor tipuri există cratere de impact, dar în zonele întunecate sunt deosebit de numeroase: aceste zone sunt saturate de cratere și, aparent, relieful lor s-a format în principal prin ciocniri [5] . Există mult mai puține cratere în zonele brăzdate luminoase și nu au jucat un rol semnificativ în evoluția reliefului lor [5] . Densitatea craterării zonelor întunecate indică o vârstă de 4 miliarde de ani (ca și în regiunile continentale ale Lunii ). Zonele luminoase sunt mai tinere, dar cu cât este neclar [62] . Craterizarea suprafeței lui Ganymede (precum și a Lunii) a atins o intensitate deosebită în urmă cu aproximativ 3,5-4 miliarde de ani [62] . Dacă aceste date sunt exacte, atunci majoritatea craterelor de impact sunt din acea epocă, iar după aceea au crescut în număr nesemnificativ [14] . Unele cratere sunt străbătute de brazde, iar unele s-au format deasupra brazdelor. Acest lucru sugerează că unele brazde sunt destul de vechi. Pe alocuri există cratere relativ tinere cu raze de ejecta care radiază din ele [14] [63] . Craterele lui Ganymede sunt mai plate decât cele de pe Mercur sau de pe Lună. Acest lucru se datorează probabil fragilității crustei înghețate a lui Ganymede, care se poate (sau s-ar putea) aplatiza sub influența gravitației. Cratere antice care sunt aproape complet aplatizate (un fel de „fantomă” de cratere) sunt cunoscute sub numele de palimpseste [14] ; unul dintre cele mai mari palimpseste ale lui Ganymede este Memphis facula cu un diametru de 360 km.
Una dintre geostructurile notabile ale lui Ganymede este o zonă întunecată numită regiunea Galileii , unde este vizibilă o rețea de brazde multidirecționale. Probabil că această regiune își datorează aspectul perioadei de activitate geologică rapidă a satelitului [64] .
Ganymede are calote polare despre care se crede că sunt făcute din îngheț de apă. Acopera latitudini peste 40° [37] . Calotele polare au fost observate pentru prima dată în timpul zborului navei spațiale Voyager . Ele sunt probabil formate din molecule de apă aruncate de la suprafață atunci când sunt bombardate cu particule de plasmă. Astfel de molecule ar putea migra la latitudini înalte de la latitudini joase din cauza diferențelor de temperatură sau ar putea proveni din regiunile polare în sine. Rezultatele calculelor și observațiilor ne permit să judecăm că aceasta din urmă este adevărată [65] . Prezența propriei magnetosfere în Ganymede duce la faptul că particulele încărcate bombardează intens doar regiunile polare slab protejate. Vaporii de apă rezultați se depune în principal în locurile cele mai reci din aceleași zone [65] .
În 1972, un grup de astronomi indieni, britanici și americani care lucrează la Observatorul Bossa din Indonezia a raportat descoperirea unei atmosfere subțiri în jurul unui satelit în timp ce observau ocultarea unei stele [66] . Ei au estimat presiunea de suprafață a atmosferei la 0,1 Pa [66] . Cu toate acestea, în 1979, sonda spațială Voyager 1 a observat ocultarea unei stele de către Ganymede ( κ Centauri ) și a obținut rezultate contradictorii [67] . Aceste observații au fost făcute în ultravioletele îndepărtate la lungimi de undă sub 200 nm și au fost mult mai sensibile la prezența gazelor decât măsurătorile luminii vizibile din 1972 . Nicio atmosferă nu a fost detectată de senzorii lui Voyager. Limita superioară de concentrație s-a dovedit a fi la nivelul de 1,5⋅10 9 particule/cm 3 , ceea ce corespunde unei presiuni de suprafață mai mică de 2,5 µPa [67] . Și aceasta este cu aproape 5 ordine de mărime mai mică decât estimarea din 1972 [67] .
În 1995, în apropiere de Ganimede a fost descoperită o atmosferă foarte slabă de oxigen ( exosferă ) , foarte asemănătoare cu cea găsită în apropierea Europei . Aceste date au fost obținute de Telescopul Hubble (HST) [11] [68] . El a reușit să distingă strălucirea slabă a oxigenului atomic în ultravioletul îndepărtat (la o lungime de undă de 130,4 nm și 135,6 nm). O astfel de strălucire apare atunci când oxigenul molecular se descompune în atomi în ciocniri cu electronii [11] , ceea ce este o confirmare destul de convingătoare a existenței unei atmosfere neutre de molecule de O 2 . Concentrația sa este probabil în intervalul 1,2⋅10 8 -7⋅10 8 particule/cm 3 , ceea ce corespunde unei presiuni de suprafață de 0,2-1,2 µPa [11] [i] . Aceste valori sunt în concordanță cu limita superioară stabilită de Voyager în 1981. Oxigenul nu este dovada prezenței vieții asupra unui însoțitor. Se crede că apare atunci când gheața de apă de la suprafața lui Ganymede este împărțită în hidrogen și oxigen prin radiație (hidrogenul scapă mai repede datorită masei sale atomice scăzute) [68] . Strălucirea atmosferei lui Ganymede, ca și Europa, nu este uniformă. HST a observat două puncte luminoase situate în emisferele nordice și sudice în apropierea latitudinilor de ±50°, ceea ce corespunde exact graniței dintre liniile închise și deschise ale magnetosferei Ganimede (vezi mai jos) [69] . Punctele luminoase sunt posibil aurore cauzate de afluxul de plasmă de-a lungul liniilor de câmp magnetic deschis ale satelitului [70] .
Existența unei atmosfere neutre implică și existența unei ionosfere în jurul satelitului , deoarece moleculele de oxigen sunt ionizate prin ciocniri cu electronii rapizi care sosesc din magnetosferă [71] și ultravioletul dur solar [17] . Cu toate acestea, natura ionosferei lui Ganimede este la fel de controversată ca natura atmosferei. Unele măsurători ale lui Galileo au arătat o densitate crescută de electroni în apropierea satelitului, ceea ce indică prezența ionosferei, în timp ce alte încercări de remediere au eșuat [17] . Concentrația de electroni în apropierea suprafeței, conform diverselor estimări, variază de la 400 la 2500 cm – 3 [17] . Pentru anul 2008 nu au fost stabiliți parametrii posibilei ionosfere a lui Ganymede.
O indicație suplimentară a existenței unei atmosfere de oxigen a lui Ganymede este detectarea gazelor înghețate în gheață pe suprafața sa din datele spectrale. Descoperirea benzilor de absorbție a ozonului (O 3 ) a fost raportată în 1996 [72] . În 1997, analiza spectrală a relevat linii de absorbție ale oxigenului dimer (sau diatomic ) . Astfel de linii de absorbție pot apărea numai dacă oxigenul este într-o fază densă. Cea mai bună explicație este că oxigenul molecular este înghețat în gheață. Adâncimea benzilor de absorbție dimerice depinde de latitudine și longitudine (dar nu de albedo de suprafață ) - acestea tind să scadă cu latitudinea, în timp ce tendința pentru O 3 este opusă [73] . Experimentele de laborator au permis să se stabilească că la o temperatură de 100 K, caracteristică suprafeței lui Ganymede, O 2 se dizolvă în gheață și nu se adună în bule [74] .
După ce au descoperit sodiul în atmosfera Europei , oamenii de știință au început să-l caute în atmosfera lui Ganimede. În 1997, a devenit clar că nu era acolo (mai precis, de cel puțin 13 ori mai puțin decât în Europa). Acest lucru poate fi explicat prin lipsa acestuia la suprafață sau prin faptul că magnetosfera lui Ganimede împiedică particulele încărcate să o elimine [75] . Printre altele, hidrogenul atomic a fost observat în atmosfera lui Ganimede . A fost observată la o distanță de până la 3000 km de suprafața satelitului. Concentrația sa în apropierea suprafeței este de aproximativ 1,5⋅10 4 cm −3 [76] .
Din 1995 până în 2000, nava spațială Galileo a făcut șase zboruri apropiate lângă Ganymede (G1, G2, G7, G8, G28 și G29) [16] și a descoperit că Ganymede are un câmp magnetic destul de puternic și chiar și propria sa magnetosferă , independent de cea a lui Jupiter. câmp magnetic [77] [78] . Mărimea momentului magnetic este de 1,3×10 13 T m 3 [16] , care este de trei ori mai mare decât cea a lui Mercur . Axa dipolului magnetic este înclinată cu 176° față de axa de rotație a lui Ganimede, ceea ce înseamnă că este îndreptată împotriva momentului magnetic al lui Jupiter [16] . Polul nord magnetic al lui Ganymede se află sub planul orbitei. Inducerea câmpului magnetic dipol creat de un moment magnetic constant la ecuatorul satelitului este de 719 ± 2 nT [16] (pentru comparație, inducerea câmpului magnetic al lui Jupiter la o distanță de Ganimede este de 120 nT ) [78] . Direcția opusă a câmpurilor magnetice ale lui Ganymede și Jupiter face posibilă reconectarea magnetică . Inducerea câmpului magnetic propriu al lui Ganymede la polii săi este de două ori mai mare decât la ecuator și este egală cu 1440 nT [16] .
Ganimede este singura lună din sistemul solar care are propria sa magnetosferă. Este foarte mic și este scufundat în magnetosfera lui Jupiter [78] . Diametrul său este de aproximativ 2–2,5 ori diametrul lui Ganymede [77] (care este de 5268 km) [79] . Magnetosfera lui Ganymede are o regiune de linii de câmp închise sub 30° latitudine, unde particulele încărcate ( electroni și ioni ) sunt prinse, creând un fel de centură de radiații [79] . Principalul tip de ioni din magnetosferă sunt ionii de oxigen O + [80] , ceea ce este în acord cu atmosfera de oxigen rarefiată a satelitului. În calotele regiunilor polare la latitudini peste 30°, liniile câmpului magnetic nu sunt închise și leagă Ganymede cu ionosfera lui Jupiter [79] . În aceste regiuni au fost găsiți electroni și ioni de înaltă energie (zeci și sute de kiloelectronvolți) [71] , ceea ce poate provoca aurorele observate în jurul polilor lui Ganymede [69] . În plus, ionii grei se depun continuu pe suprafața polară a lunii, pulverizand și întunecând gheața [71] .
Interacțiunea dintre magnetosfera Ganymede și plasma joviană seamănă în multe privințe cu interacțiunea dintre vântul solar și magnetosfera Pământului [79] [81] . Plasma se rotește împreună cu Jupiter și se ciocnește cu magnetosfera lui Ganymede pe partea sa trase, la fel ca vântul solar cu magnetosfera Pământului. Principala diferență este viteza fluxului de plasmă: supersonică în cazul Pământului și subsonică în cazul lui Ganimede. De aceea câmpul magnetic al lui Ganimede nu are o undă de șoc din partea retardată [81] .
Pe lângă momentul magnetic, Ganimede are un câmp magnetic dipol indus [16] . Este cauzată de modificările câmpului magnetic al lui Jupiter în apropierea satelitului. Momentul dipol indus este îndreptat spre sau departe de Jupiter (conform regulii lui Lenz ). Câmpul magnetic indus al lui Ganymede este cu un ordin de mărime mai slab decât al său. Inducția sa la ecuatorul magnetic este de aproximativ 60 nT (de două ori mai mică decât intensitatea câmpului lui Jupiter în același loc [16] ). Câmpul magnetic indus al lui Ganymede seamănă cu câmpuri similare ale lui Callisto și Europa și indică faptul că acest satelit are și un ocean de apă subterană cu conductivitate electrică ridicată [16] .
Întrucât Ganymede este complet diferențiat și are un miez metalic [5] [34] , câmpul său magnetic constant este probabil generat în același mod ca cel al pământului: ca urmare a mișcării materiei conductoare de electricitate în interior [16] [34 ] ] . Dacă câmpul magnetic este cauzat de efectul magnetohidrodinamic [16] [82] , atunci acesta este probabil rezultatul mișcării convective a diferitelor substanțe din miez [34] .
În ciuda prezenței unui miez de fier, magnetosfera lui Ganimede rămâne un mister, mai ales că alte corpuri similare nu o au [5] . Din unele cercetări rezultă că un miez atât de mic ar fi trebuit să se fi răcit deja până la punctul în care mișcarea fluidului și menținerea unui câmp magnetic sunt imposibile. O explicație este că câmpul este conservat datorită acelorași rezonanțe orbitale care au condus la relieful complex de suprafață: din cauza încălzirii mareelor din cauza rezonanței orbitale, mantaua a protejat miezul de răcire [59] . O altă explicație este magnetizarea reziduală a rocilor de silicat din manta, ceea ce este posibil dacă satelitul a avut un câmp mai puternic în trecut [5] .
Jupiter (ca toate celelalte planete gazoase ) a fost studiat intenționat exclusiv de stațiile interplanetare NASA . Mai multe nave spațiale au explorat Ganymede de aproape, inclusiv patru zboruri în anii 1970 și mai multe zboruri din anii 1990 până în anii 2000.
Primele fotografii ale lui Ganymede din spațiu au fost făcute de Pioneer 10 zburând de Jupiter în decembrie 1973 și de Pioneer 11 zburând în 1974 [19] . Datorită acestora, s-au obținut informații mai precise despre caracteristicile fizice ale satelitului (de exemplu, Pioneer-10 a specificat dimensiunile și densitatea acestuia). Imaginile lor arată detalii de până la 400 km [83] [84] . Cea mai apropiată apropiere a Pioneer 10 a fost de 446.250 de kilometri [85] .
În martie 1979, Voyager 1 a trecut pe lângă Ganymede la o distanță de 112.000 km, iar în iulie, Voyager 2 la o distanță de 50.000 km. Ei au transmis imagini de înaltă calitate ale suprafeței satelitului și au efectuat o serie de măsurători. În special, au precizat dimensiunea acestuia și s-a dovedit că este cel mai mare satelit din sistemul solar (anterior, luna lui Saturn, Titan, era considerată cea mai mare ) [ 86 ] . Ipotezele actuale despre geologia satelitului au venit din datele Voyager [ 87 ] .
Din decembrie 1995 până în septembrie 2003, sistemul Jupiter a fost studiat de Galileo . În acest timp, s-a apropiat de Ganymede de șase ori [37] . Denumirile intervalelor sunt G1, G2, G7, G8, G28 și G29 [16] . În timpul celui mai apropiat zbor (G2), Galileo a trecut la 264 de kilometri de suprafața sa [16] și a transmis o mulțime de informații prețioase despre acesta, inclusiv fotografii detaliate. În timpul zborului G1 din 1996, Galileo a descoperit o magnetosferă lângă Ganimede [88] , iar în 2001, un ocean subteran [16] [37] . Datorită datelor Galileo, a fost posibil să se construiască un model relativ precis al structurii interne a satelitului. Galileo a transmis, de asemenea, un număr mare de spectre și a detectat mai multe substanțe neglaciare pe suprafața lui Ganymede [45] .
Sonda spațială New Horizons în drum spre Pluto în 2007 a trimis fotografii vizibile și în infraroșu ale lui Ganymede, precum și a furnizat informații topografice și o hartă de compoziție [89] [90] .
Nava spațială Juno a NASA , care se află pe orbită în jurul lui Jupiter din 2016, practic nu efectuează cercetări prin satelit. În ciuda acestui fapt, în iunie 2021, dispozitivul a zburat lângă Ganimede, primind fotografii de înaltă rezoluție ale satelitului.
În ultimii ani, au fost propuse mai multe concepte pentru misiuni de explorare a lui Ganymede și a altor luni galileene ale lui Jupiter, care, totuși, au fost fie anulate, fie amânate pe termen nelimitat (printre acestea, programul comun Europa Jupiter System Mission al NASA , ESA , Roscosmos și JAXA ). , în cadrul căruia s-a planificat trimiterea mai multor dispozitive în jurul anului 2020). În prezent (2019), Agenția Spațială Europeană , cu participarea JAXA , lucrează la sonda spațială Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) pentru a explora Jupiter, Ganymede, Callisto și, într-o măsură mai mică, Europa. Lansarea este planificată pentru 2022, sosirea în sistemul Jupiter - în 2030, intrarea pe orbita lui Ganymede - în 2033 [91] . NASA , la rândul său, dezvoltă aparatul Europa Clipper pentru a explora Europa (care, în comparație cu Ganymede, este foarte complicată de centurile de radiații ale lui Jupiter).
Pe 21 aprilie 2014, telescopul Hubble a fotografiat umbra lui Ganymede pe Marea Pată Roșie , făcând-o să arate ca un ochi [92] .
Dicționare și enciclopedii | |
---|---|
În cataloagele bibliografice |
|
Lunii lui Jupiter | |||||
---|---|---|---|---|---|
Sateliți interni | |||||
sateliți galileeni | |||||
grupul Himalia | |||||
Grupul Ananke | |||||
Grupul Karme | |||||
Grupul Pasife | |||||
sateliți izolați |
| ||||
Listarea în grupuri în ordine crescătoare a semi-axei majore a orbitei |
Sateliții din sistemul solar | |
---|---|
peste 4000 km | |
2000-4000 km | |
1000-2000 km | |
500-1000 km | |
250-500 km | |
100-250 km | |
50-100 km | |
După planete (și pitici ) |
sistem solar | |
---|---|
Steaua centrală și planetele | |
planete pitice | Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4 |
Sateliți mari | |
Sateliți / inele | Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara |
Primii asteroizi descoperiți | |
Corpuri mici | |
obiecte artificiale | |
Obiecte ipotetice | |
Jupiter | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
Caracteristici | |||||||
sateliți |
| ||||||
Cercetare | |||||||
Alte | |||||||
Vezi si Categorie: Jupiter sistem solar |
atmosfere | |
---|---|
Atmosfere de stele | Soare |
atmosfere planetare | |
Atmosferele sateliților | |
planete pitice | |
exoplanete | |
Vezi si |