20-10-2023
Ганимед | ||||
Изображение противоюпитерианского полушария Ганимеда сделанное КА «Галилео». Светлые поверхности, следы недавних ударных столкновений, изборождённая поверхность и белая северная полярная шапка (в верхнем правом углу изображения), богаты водяным льдом. |
||||
Другие названия |
Юпитер III |
|||
---|---|---|---|---|
Открытие | ||||
Первооткрыватель | ||||
Дата открытия | ||||
Орбитальные характеристики | ||||
Перийовий |
1 069 200 км[b] |
|||
Апойовий |
1 071 600 км[a] |
|||
Большая полуось (a) |
1 070 400 км[4] |
|||
Эксцентриситет орбиты (e) |
0,0013[4] |
|||
Сидерический период обращения | ||||
Чей спутник |
Юпитера |
|||
Физические характеристики | ||||
Средний радиус |
2 634,1 ± 0,3 км (0,413 Земных)[5] |
|||
Площадь поверхности (S) |
87,0 миллионов км2 (0,171 Земных)[c] |
|||
Объём (V) |
7,6·1010 км3 (0,0704 Земных)[d] |
|||
Масса (m) | ||||
Средняя плотность (ρ) | ||||
Ускорение свободного падения на экваторе (g) | ||||
Вторая космическая скорость (v2) |
2,741 км/с[f] |
|||
Период вращения (T) |
синхронизирован (повёрнут к Юпитеру одной стороной) |
|||
Наклон оси |
0–0,33°[6] |
|||
Альбедо |
0,43 ± 0,02[7] |
|||
Видимая звёздная величина |
4,61 (в противостоянии)[7] |
|||
Температура | ||||
|
||||
поверхностная (К) |
|
|||
|
||||
Атмосфера | ||||
Атмосферное давление |
следовое |
|||
Кислород[11] |
Ганимед (др.-греч. Γανυμήδης) — седьмой спутник Юпитера на внешней орбите[12], один из галилеевых спутников. Является крупнейшим спутником в Солнечной системе, на 8 % превосходит по размерам Меркурий (диаметр Ганимеда равен 5 268 километров), а по массе уступает этой планете почти в два раза — на 45 %[13]. Для сравнения, диаметр Ганимеда на 2 % больше диаметра Титана — второго по величине спутника в Солнечной системе, а также он обладает самой высокой массой среди планетарных спутников — его масса в 2,02 раза превышает массу земной Луны[14]. Совершая облёт орбиты примерно за семь дней, Ганимед участвует в орбитальном резонансе 1:2:4 с другими спутниками Юпитера — Европой и Ио.
Ганимед состоит из примерно равного количества силикатных пород и водяного льда. Это полностью дифференцированное тело с жидким ядром, богатым железом. Подземный океан на Ганимеде предположительно существует между слоями льда под поверхностью, уходящей примерно на 200 километров вглубь[15]. Сама же поверхность Ганимеда представлена двумя типами поверхностных ландшафтов. Тёмные области, занимающие треть поверхности спутника, испещрены ударными кратерами, возраст которых доходит до четырёх миллиардов лет. Светлые области, покрывающие остальную территорию, богаты обширными углублениями и гребнями, возраст которых несколько моложе. Причина разрушенной геологии светлых областей до конца не изучена, но, вероятно, является результатом тектонической активности, вызванной периодическим нагреванием[5].
Ганимед является единственным спутником в Солнечной системе, обладающим собственной магнитосферой, которая, скорее всего, была создана за счет конвекции в жидком, богатом железом, ядре[16]. Небольшая магнитосфера заключена в пределах намного большего магнитного поля Юпитера и связана с ним через «открытые» силовые линии. У спутника также имеется тонкая кислородная атмосфера, в которую включены O, O2 и, возможно, O3 (озон)[11]. Атомарный водород содержится в атмосфере в незначительных количествах. Связь ионосферы спутника с атмосферой в данное время не ясна[17].
Открытие Ганимеда принадлежит Галилео Галилею, который первым увидел его 7 января 1610 года[1][2][3]. Наименование вскоре было предложено Симоном Марием в честь мифологического Ганимеда — древнегреческого бога виночерпия, любовника Зевса[18]. Изучение Ганимеда посредством космических аппаратов началось с исследования системы Юпитера «Пионером-10»[19]. По программе «Вояджер» были произведены более усовершенствованные исследования Ганимеда и удалось составить представление о его размере. Подземный океан и магнитное поле были обнаружены космическим аппаратом «Галилео». Новая миссия для исследований ледяных спутников Юпитера — JUICE — была одобрена ЕКА 3 мая 2012 года, запуск планируется на 2022 год, прибытие в систему Юпитера — 2030 год.
Содержание |
Ганимед был открыт Галилео Галилеем 7 января 1610 года с помощью его первого в истории телескопа. В этот день Галилей наблюдал 3 звезды вокруг Юпитера: Ганимед, Каллисто и звезду, впоследствии оказавшуюся двумя спутниками — Европой и Ио (только на следующую ночь он, увидя перемещение, разделил их). 15 января Галилео пришел к выводу, что наблюдаемые им звёзды на самом деле являются небесными телами, движущимися по орбите вокруг Юпитера[1][2][3]. Галилей назвал четыре открытые им спутника «планетами Медичи» и присвоил им порядковые номера[18].
Французский астроном Никола-Клод Фабри де Пейреск предложил дать спутникам отдельные имена по именам четырёх братьев Медичи, но его предложение не было воспринято[18]. На открытие спутника претендовал также немецкий астроном Симон Марий, который наблюдал Ганимед в 1609 году, и вовремя не опубликовал данные об этом[20][21][22]. Марий попытался дать имена спутникам: «Сатурн Юпитера», «Юпитер Юпитера» (это был Ганимед), «Венера Юпитера» и «Меркурий Юпитера», которые также не завоевали популярность. После предложения Иоганна Кеплера, Марий ещё раз попытался дать имена спутникам[18] и название «Ганимед» было предложено именно им в 1614 году[20][23]:
...Потом был Ганимед, красивый сын троянского царя Троса, кого Юпитер, приняв форму орла, похитил на небеса держа на спине, как сказочно описывают поэты... В третьих, из-за величественности света, Ганимед...— [24]
Однако, наименование «Ганимед», как и наименования, предложенные Марием для других Галилеевых спутников, практически не использовалось вплоть до середины 20 века, когда оно стало общеупотребительным. В большой части более ранней астрономической литературы Ганимед обозначен римской цифрой (система, введенная Галилео) как Юпитер III или как «третий спутник Юпитера». После открытия спутников Сатурна, система обозначения, основанная на предложениях Кеплера и Мария, стала использоваться для спутников Юпитера[18]. Ганимед — единственный галилеев спутник Юпитера, названный в честь фигуры мужского пола — также как Ио, Европа и Каллисто он был возлюбленным Зевса.
По данным китайских астрономических записей, в 365 году до н.э., Гань Дэ обнаружил спутник Юпитера невооруженным глазом (вероятно, это был Ганимед)[25][26].
Орбита Ганимеда находится на расстоянии 1 070 400 километров от Юпитера, что характеризует его как третий по удалённости галилеев спутник[12]. Ему требуется семь дней и три часа, чтобы совершить полный оборот вокруг Юпитера. Как и большинство известных спутников, вращение Ганимеда синхронизировано с периодом обращения вокруг Юпитера, и он всегда повернут одной и той же стороной к планете[27]. Его орбита имеет небольшой эксцентриситет и наклон относительно Юпитера, которые квазипериодически изменяются по причине солнечных и планетарных гравитационных волнений, происходящих веками. Диапазоны изменений от 0,0009—0,0022 для эксцентриситета и 0,05—0,32 ° для наклона[28]. Эти орбитальные колебания заставляют наклон оси вращения (угол между вращательными и орбитальными осями) изменяться от 0 до 0,33 °[6].
Ганимед находится в орбитальном резонансе с Европой и Ио: на каждый оборот Ганимеда вокруг планеты приходится два оборота Европы и четыре оборота Ио[28][29]. Лучшее выстраивание между Ио и Европой происходит, когда Ио находится в перицентре, а Европа в апоцентре. Такое же выстраивание между Европой и Ганимедом происходит, когда Европа находится в перицентре[28]. Время соединений Ио с Европой и Ганимеда с Европой изменяется со скоростью, делающей невозможным выстраивание всех трёх спутников. Такой сложный резонанс называется резонансом Лапласа[30].
Текущий резонанс Лапласа неспособен вывести эксцентриситет орбиты Ганимеда к более высокому значению[30]. Нынешнее значение составляет около 0,0013, что может быть следствием предыдущей эпохи, когда представлялось возможным увеличение эксцентриситета[29]. Эксцентриситет орбиты Ганимеда вызывает много вопросов: если он не увеличивается в настоящее время, то почему он не распался из-за приливной диссипации в его внутренней структуре[30]. Это может означать то, что последнее увеличение эксцентриситета произошло только несколько сотен миллионов лет назад[30]. Поскольку эксцентриситет орбиты Ганимеда относительно низок (в среднем 0,0015)[29], приливной разогрев данного спутника в настоящий момент незначителен[30]. Однако, у Ганимеда в прошлом, возможно, был один или несколько резонансов Лапласа, которые были способны увеличить эксцентриситет орбиты от 0,01 до 0,02[5][30]. Это, вероятно, вызвало существенный приливной разогрев внутренней структуры Ганимеда, что может быть и стало причиной формирования неровного ландшафта[5][30].
Есть две гипотезы происхождения лапласовского резонанса среди таких спутников, как Ио, Европа и Ганимед: то, что оно было изначально и существовало с самого начала появления Солнечной системы[31] или что оно появилось уже после формирования Солнечной системы. Для последней гипотезы вероятно такое развитие событий: возрастающие приливы на Юпитере заставили расшириться орбиту Ио, пока она не вступила в резонанс 2:1 с Европой; после этого орбита Ио продолжила расширяться, но часть углового момента была передана Европе, так как данный резонанс заставил и её орбиту расширяться; процесс продолжался, пока Европа не вступила в резонанс 2:1 с Ганимедом[30]. В конечном счете, изменения пропорций орбит были синхронизированы между всеми тремя спутниками и заблокированы в резонансе Лапласа[30].
Средняя плотность Ганимеда составляет 1,936 г/см3 и, предположительно, состоит из равных частей горных пород и воды, которая в основном имеет форму льда[5]. Массовая доля льда колеблется от 46 до 50 %, что немного ниже аналогичного показателя у Каллисто[32]. Во льдах могут присутствовать также некоторые летучие газы, такие как аммиак[32][33]. Точный состав горных пород на Ганимеде не известен, но он, вероятно, близок к составу обычных хондритов L/LL типа, которые отличаются меньшим количеством железа, меньшим количеством примесей в железе и большим количеством окиси железа, чем H—хондриты. Отношение массы железа к кремнию на Ганимеде составляет 1,05—1,27 (для сравнения, данное соотношение у Солнца составляет 1,8).
Альбедо поверхности Ганимеда составляет около 43 %[34]. Водяной лёд расположен практически на всей поверхности и его массовая доля колеблется в пределах 50—90 %[5], что значительно выше, чем на Ганимеде в целом. Ближняя инфракрасная спектроскопия показала наличие обширных абсорбционных полос водяного льда на длинах волн 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 и 3,0 μm[34]. Неровный ландшафт светлее и имеет большее количество льда по сравнению с тёмным ландшафтом[35]. Анализ изображений с высоким разрешением ближнего инфракрасного и ультрафиолетового спектров, полученных космическим аппаратом «Галилео» и посредством наблюдений с Земли, выявил содержание различных других частиц, помимо воды: углекислого газа, диоксида серы и, возможно, циана, серной кислоты и различных органических соединений[5][36]. Предполагается наличие некоторого количества толинов на поверхности по результатам миссии[37]. Результаты «Галилео» также показали наличие сульфата магния (MgSO4) и, возможно, сульфата натрия (Na2SO4) на поверхности Ганимеда[27][38]. Эти соли могли быть созданы в подземном океане[38].
Поверхность Ганимеда асимметрична. Ведущее полушарие (повёрнутое в сторону движения спутника по орбите) светлее, чем ведомое[34]. Одно полушарие по цвету схоже с Европой, но другое более похоже на Каллисто[34]. На ведомом полушарии Ганимеда, кажется, имеется большое количество двуокиси серы[39][40]. При распределении углекислого газа нет такой полусферической асимметрии, хотя она и не наблюдается вблизи полюсов[36][41]. Ударные кратеры на Ганимеде (кроме одного) не показывают обогащения углекислым газом, что также отличает этот спутник от Каллисто. Подземное содержание углекислого газа на Ганимеде было, вероятно, исчерпано ещё в прошлом[41].
Предположительно, во внутреннем строении Ганимеда можно выделить три слоя: расплавленное железное или состоящее из сульфида железа ядро, состоящая из силикатных пород мантия и слой льда[5][42] толщиной 900—950 километров. Эта модель подтверждается малой оценкой момента инерции (0,3105 ± 0,0028), который измерялся во время облета Ганимеда «Галилео»[5][42]. Фактически, у Ганимеда самый низкий момент инерции среди твёрдых тел Солнечной системы. Существование расплавленного богатого железом ядра обеспечивает естественное объяснение собственного магнитного поля Ганимеда, которое было обнаружено «Галилео»[43]. Конвекция в расплавленном железе, которая обладает высокой электропроводностью, является наиболее разумным объяснением происхождения магнитного поля[16].
Точная толщина различных слоёв в недрах Ганимеда зависит от предполагаемого силикатного состава (доли оливина и пироксенов) а также от количества серы в ядре[32][42]. Наиболее вероятное значение колеблется в пределах 700–900 километров для радиуса ядра, и 800–1000 километров для толщины внешней ледовой мантии, включая мантию из силикатов[42][43][44][45]. Плотность ядра - предположительно 5,5–6 г/см3, а силикатной мантии - 3,4–3,6 г/см3[32][42][43][44]. Многие модели для воспроизведения магнитного поля Ганимеда требуют наличия твёрдого ядра, состоящего из чистого железа, внутри жидкого Fe–FeS ядра, что схоже со структурой земного ядра. Такое ядро было бы радиусом около 500 километров[43]. Температура в ядре Ганимеда предположительно составляет 1500–1700 К при давлении до 10 ГПа[42][43].
Поверхность Ганимеда представляет собой смесь из двух типов ландшафта: очень древних сильно кратерированных тёмных регионов и несколько более молодых (но всё таки древних), светлых регионов. В обоих случаях — поверхность Ганимеда усыпана самыми разными бороздами, канавками и гребнями. Тёмные участки поверхности составляют примерно 1/3 всей площади поверхности[46] и в основном состоят из глины и органических веществ, что может указывать на состав планетезималей, которые в конечном счёте путём аккреции сформировались в Юпитерианские спутники[47].
Нагревающий механизм, требующийся для формирования бороздчатой поверхности Ганимеда, пока ещё нерешённая проблема планетологии. По современным представлениям, бороздчатая поверхность — следствие тектоники[5]. Криовулканизм играет, как считается, второстепенную роль, если играет вообще[5]. Силы, которые нужны чтобы вызывать ощутимые колебания в литосфере Ганимеда, в свою очередь необходимые для тектонических подвижек, могут быть связаны с приливным разогревом в прошлом, причиной которого возможно служили нестабильные зоны орбитальных резонансов, через которые проходил спутник[5][48]. Приливная деформация льдов могла разогреть недра Ганимеда и вызвать колебания литосферы, что привело к появлению выступов, разломов, трещин, борозд, каналов и складок поверхности. В процессе была стёрта старая, более тёмная поверхность на 70% площади спутника[5][49]. Формирование бороздчатой поверхности также может быть связано с ранним формированием ядра спутника и последующим приливным разогревом недр Ганимеда, что, в свою очередь, вызвало расширение Ганимеда на 1–6% благодаря фазовым переходам во льду и тепловому расширению[5]. За время последующей эволюции, глубинные «плюмажи» из разогретой воды, возможно, поднимались от ядра к поверхности, вызывая, в свою очередь, тектонические деформации литосферы[50]. Радиоактивный разогрев внутри спутника может служить наиболее вероятным текущим источником тепла, например, для подповерхностного водного океана. Экспериментальные модели предполагают, что если бы орбитальный эксцентриситет Ганимеда был выше, чем в текущий момент (а это, возможно, было в прошлом), приливный разогрев мог выступать более существенным источником разогрева, чем радиоактивный разогрев[51].
Кратерирование хорошо и чётко различимо на всех типах поверхности Ганимеда, но особой интенсивности оно достигает на тёмных участках поверхности: она обильно покрыта ударными кратерами и, судя по всему, развивалась в наибольшей степени именно благодаря ударным столкновениям[5]. Более яркая бороздчатая поверхность служит пристанищем для куда меньшего числа кратеров, и ударные кратеры не сыграли в её эволюции значимой роли[5]. Плотность кратерирования указывает на возраст в 4 миллиарда лет для тёмных участков ландшафта, приблизительно, как и высокогорье Луны, и несколько меньший возраст для бороздчатой поверхности (но насколько моложе неизвестно)[52]. Особой интенсивности кратерирование поверхности Ганимеда достигло в районе 3,5 — 4 миллиардов лет назад, что, примерно, произошло в то же время с Луной[52]. Если данные точны, то большинство ударных кратеров осталось с той эпохи, и после этого они прибавлялись в числе незначительно[14]. Кратеры накладываются на борозды и местами их перекрывают, что указывает на очень большую древность некоторых борозд. Местами попадаются относительно молодые кратеры с радиально расходящимися от них линиями[14][53]. Кратеры Ганимеда более плоские, чем кратеры на Меркурии или Луне. Вероятно, причиной этого служит подвижность ледяной коры Ганимеда, которая может (или могла) двигаться и таким образом размягчать рельеф. Древние кратеры, которые почти были стёрты с поверхности в ходе её эволюции (своего рода «фантомы» кратеров) известны как палимпсесты[14].
Одной из примечательных геоструктур Ганимеда является тёмный участок поверхности под названием Регион Галилео, на котором можно различить сеть из концентрических борозд или канавок. Вероятно, своим появлением этот регион обязан периоду бурной геологической активности спутника[54].
На Ганимеде есть полярные шапки, предположительно состоящие из водяного инея. Иней простирается до 40° широты[27]. Впервые полярные шапки наблюдались при пролёте КА «Вояджер». Предположительно, полярные шапки Ганимеда сформировались из—за миграции воды к более высоким широтам и бомбардировки льда плазмой. Данные полученные КА «Галилео» позволяют судить, что по крайней мере последнее корректно[55]. Наличие у Ганимеда собственной магнитосферы приводит к более интенсивной бомбардировке заряженными частицами поверхности в слабо защищённых полярных регионах, приводя к перераспределению молекул воды с водяным инеем, переходящим на локально более прохладные участки в пределах полярного ландшафта[55].
В 1972 году группа из индийских, британских и американских астрономов, работая в Индонезийской обсерватории имени Боссы, утверждала, что обнаружила тонкую атмосферу у спутника во время наблюдения за покрытием спутником звезды, когда он и Юпитер скрыли собой звезду на время прохождения[56]. Они предположили, что приповерхностное давление у спутника должно быть на уровне 0,1 Па[56]. Однако, в 1979 году КА «Вояджер-1» наблюдал покрытие спутником звезды (κ Центавра) во время его пролёта в районе Юпитера с противоречащими результатами[57]. Измерения затемнения спутника звездой проводились в дальнем ультрафиолетовом спектре на длинах волн короче 200 нм, и они были куда более чувствительны к наличию газов, чем измерения 1972 года в видимом излучении. Никакого наличия атмосферы датчики «Вояджера» не выявили. Верхний предел плотности поверхностных частиц оказался на уровне 1,5·109 см−3, что соответствует приповерхностному давлению менее чем 2,5 мкПА[57]. А это почти на 5 порядков меньше, чем при измерениях 1972 года[57].
Несмотря на данные полученные «Вояджером», доказательства существования незначительной кислородной атмосферы (экзосферы) у Ганимеда, очень похожей на обнаруженную у Европы, были найдены при помощи телескопа Хаббла (HST) в 1995 году[11][58]. При помощи HST удалось различить слабое свечение атомарного кислорода в дальнем ультрафиолетовом спектре на длине волн 130,4 нм и 135,6 нм. Такое атмосферное свечение возникает когда молекулярный кислород диссоциируется столкновениями с электронами[11], что служит достаточно убедительным основанием для подтверждения существования нейтральной атмосферы из молекул O2. Плотность поверхностных частиц вероятно находится в диапазоне 1,2·108–7·108 см−3, что соответствует приповерхностному давлению в 0,.2–1,2 мкПА[11][i]. Такие значения соответствуют верхнему пределу, установленному «Вояджером» при пролёте в 1981 году. Кислород не является доказательством наличия на спутнике жизни. Считается, что он возникает когда водяной лёд на поверхности Ганимеда разделяется на водород и кислород радиацией, водород более быстро теряется из за низкой атомной массы[58]. Свечение атмосферы на Ганимеде не носит гомогенного характера, как над Европой. HST наблюдал два ярких пятна, расположенных в северном и южном полушарии, около ± 50° широт, которые точно повторяют границы между закрытыми и открытыми линиями магнитосферы Ганимеда (см. ниже)[59]. Яркие пятна, возможно, представляют собой полярные сияния, вызванные плазменным осаждением вдоль открытых линий магнитного поля спутника[60].
Существование нейтральной атмосферы подразумевает собой и существование у спутника ионосферы, потому что молекулы кислорода ионизируется столкновениями с быстрыми электронами прибывающими из магнитосферы[61] и вместе с солнечной ЕУВ радиацией[17]. Однако, природа ионосферы Ганимеда такая же спорная, как и природа атмосферы. Множество замеров «Галилео» зафиксировали повышенную плотность электронов вблизи от спутника, что предполагает собой наличие ионосферы, тогда как другие попытки зафиксировать её потерпели неудачу[17]. Плотность электронов вблизи от поверхности по различным оценкам колеблется в диапазоне от 400 до 2 500 см−3[17]. На 2011 год параметры возможной ионосферы Ганимеда не установлены.
Дополнительное доказательство существования на Ганимеде кислородной атмосферы следует из зафиксированных при спектрографии газов, расположенных внутри льдов на поверхности Ганимеда. Об обнаружении полос поглощения озона (O3) было анонсировано в 1996 году[62]. В 1997 году спектральный анализ выявил димерные (или двухатомные) линии поглощения молекулярного кислорода. Такие линии поглощения могут возникать только если кислород находится в плотной фазе. Наиболее вероятно, что молекулярный кислород находится во льде. Глубина лимерных полос поглощения зависит от широты и долготы, а не от поверхностного альбедо—они имеют склонность к уменьшению с увеличением широты на Ганимеде, в то время как O3 демонстрирует противоположную тенденцию[63]. Лабораторные эксперименты позволили установить, что O2 не кластеризировался бы и не пузырился во льдах Ганимеда, а просто рассеялся бы при относительно тёплой поверхностной температуре в 100 K[64].
Поиски в атмосфере Ганимеда следов натрия сразу после открытия его в атмосфере Европы ничего не дали в 1997 году. Натрий в районе Ганимеда должен присутствовать в количествах по крайней мере в 13 раз меньших, чем вокруг Европы, вероятно, из за его небольших количеств на поверхности или потому что магнитосфера отражает заряженные частицы[65]. Помимо прочего, в атмосфере Ганимеда замечен атомарный водород. Атомы водорода наблюдались на расстоянии до 3 000 км над поверхностью спутника. Их приповерхностная плотность, как полагают, равна 1,5·104 см−3[66].
Космический аппарат «Галилео» с 1995 по 2000 годы сделал шесть близких пролётов возле Ганимеда (G1, G2, G7, G8, G28 и G29)[16] и обнаружил, что у Ганимеда имеется довольно мощное магнитное поле и даже есть своя магнитосфера, не зависящая от магнитного поля Юпитера[68][69]. Величина магнитного момента составляет 1,3×1013 T·m3[16], что больше магнитного момента Меркурия в три раза. Ось магнитного диполя наклонена на 176 ° по отношению к оси вращения Ганимеда, что означает её направленность против магнитного момента Юпитера[16]. Северный полюс Ганимеда находится ниже плоскости орбиты. У дипольного магнитного поля, созданного постоянным магнитным моментом, имеется индукция, равная на экваторе спутника 719 ± 2 нТл[16], которая должна быть сопоставлена с индукцией магнитного поля Юпитера, находящейся на расстоянии от Ганимеда и равной 120 нТл[69]. Экваториальная область Ганимеда расположена напротив Юпитера, что означает возможность взаимодействия магнитных полей. Индукция внутреннего магнитного поля на полюсах в два раза превосходит индукцию на экваторе и равна 1440 нТл[16].
Постоянный магнитный момент отделяет часть пространства вокруг Ганимеда, создавая очень малую магнитосферу, погруженную в магнитосферу Юпитера; это единственный спутник в Солнечной системе, у которого есть собственная магнитосфера[69]. Магнитосфера Ганимеда простирается приблизительно на 2 радиуса спутника, в связи с чем, в Юпитерианской магнитосфере образуется каверна диаметром примерно равным 4-м радиусам Ганимеда)[68] (Радиус Ганимеда составляет 2 634,1 км)[70]. У магнитосферы Ганимеда имеется область замкнутых силовых линий, расположенная ниже 30 ° широты, где заряженные частицы (электроны и ионы) оказались в ловушке, создав своего рода радиационный пояс[70]. Основным видом ионов в магнитосфере является кислород O+[17], который хорошо вписывается в разряженную кислородную атмосферу спутника. В шапках полярных областей на широтах выше 30 ° имеются открытые силовые линии магнитного поля, соединяющие Ганимед с ионосферой Юпитера[70]. В этих областях были обнаружены активные (десятки и сотни килоэлектронвольт) электроны и ионы[61], которые и могут вызвать полярные сияния, наблюдаемые вокруг полюсов Ганимеда[59]. Кроме того, тяжелые ионы непрерывно осаждаются на полярной поверхности луны, распыляя и затемняя лёд[61].
Взаимодействие между магнитосферой Ганимеда и юпитерианской плазмой напоминает во многих отношениях взаимодействие между солнечным ветром и земной магнитосферой[70][71]. Плазма вращается совместно с Юпитером и сталкивается с запаздывающей стороной магнитосферы Ганимеда, равно как Солнечный ветер с земной магнитосферой. Основное отличие — скорость плазменного потока — сверхзвуковая в случае Земли и дозвуковая в случае Ганимеда. Именно потому у магнитного поля Ганимеда нет ударной волны с запаздывающей стороны[71].
В дополнение к магнитному моменту, у Ганимеда есть индуктивное дипольное магнитное поле[16]. Его существование связано с колебаниями магнитного поля Юпитера вблизи от спутника. Индуктивный дипольный момент направлен радиально к или от Юпитера, следуя направлению различных частей планетарного магнитного поля. Индуктивный магнитный момент — это магнитный момент на порядок слабее постоянного. Напряжённость индуктивного пола на магнитном экваторе порядка 60 нТ — почти половина Юпитерианской[16]. Индуктивное магнитное поле Ганимеда напоминает аналогичные поля Каллисто и Европы, и, вероятно, у спутника также есть подповерхностный водный океан с высокой электропроводностью[16].
Поскольку Ганимед полностью дифференцирован и обладает металлическим ядром[5][43], его постоянное магнитное поле вероятно генерируется тем же способом, что и Земное: как результат перемещений электропроводящей материи в недрах[16][43]. Магнитное поле, обнаруженное вокруг Ганимеда, вероятно, вызывается композиционной конвекцией в ядре[43], если магнитное поле вызывает динамо или магнитогидродинамическую конвекцию[16][72].
Несмотря на наличие железного ядра, магнитосфера Ганимеда остаётся загадкой, особо с учётом того, что такие ядра относительно быстро остывают[5]. Из некоторых исследований следует, что с учётом столь небольшого размера, ядро уже должно было остыть до той точки, когда жидкостные перемещения и магнитное поле не могут поддерживаться. Одно из объяснений состоит в том, что орбитальные резонансы колеблют поверхность и недра спутника, позволяя магнитному полю сохраняться: благодаря эксцентриситету, взволнованная, разросшаяся и приливно разогретая множеством резонансов мантия, защитила ядро от охлаждения[49]. Ещё одно из объяснений — остаточная намагниченность силикатных горных пород в мантии, что было бы возможно будь у спутника в прошлом динамо-генерируемое поле[5].
Юпитер (как и все прочие газовые планеты) целенаправленно изучался исключительно межпланетными станциями НАСА. Несколько космических аппаратов исследовали Ганимед более близко, включая четыре пролёта в 1970-ых и многократные пролёты с 1990-ых до 2000-ых.
Первые фотографии Ганимеда из космоса были сделаны станциями «Пионер-10», пролетевшей мимо Юпитера в декабре 1973 года, и «Пионер-11», пролетевшим в 1974 году[19]. Благодаря данным пролётам были получены более конкретные сведения о физических характеристиках спутника (к примеру, «Пионер-10» уточнил размеры и плотность спутника) и более детальные данные о 400 километрах его поверхности[73][74]. Наибольшее сближение Пионера-10 составило 446 250 километров[75].
В марте 1979 года мимо Ганимеда прошёл «Вояджер-1» на расстоянии 112 тыс. км., а в июле — «Вояджер-2» на расстоянии 50 тыс. км. Космические аппараты передали качественные снимки поверхности спутника и провели ряд измерений. Они произвели более точные подсчеты размеров спутника, что дало учёным отодвинуть спутник Сатурна Титан на второе место по величине (до подсчетов «Вояджеров» Титан считался самым большим спутником в Солнечной системе)[76]. Нынешние гипотезы о геологии спутника появились благодаря данным «Вояджеров»[77].
С декабря 1995 по сентябрь 2003 года систему Юпитера изучал «Галилео». За это время аппарат шесть раз сближался со спутником[27]. Наименования пролётов: G1, G2, G7, G8, G28 и G29[16]. Во время самого близкого полета (G2) «Галилео» прошел в 264 километрах от поверхности Ганимеда[16] и передал о нём массу ценных сведений, включая подробные фотографии поверхности. Во время пролёта G1 в 1996 году «Галилео» обнаружил у Ганимеда собственную магнитосферу[78], а в 2001 году - подземный океан[16][27]. Благодаря данным «Галилео» удалось с достаточной степенью точности построить модель внутреннего строения спутника. Также «Галилео» передал большое число спектральных изображений и обнаружили несколько составов на поверхности Ганимеда, не содержащих льда[36].
Аппарат «Новые горизонты» на пути к Плутону прислал в 2007 году фотографии Ганимеда в видимом и инфракрасном диапазонах, а также предоставил топографические сведения и композиционную карту[79][80].
Предложенная для запуска в 2020 году «Europa Jupiter System Mission» (EJSM) является совместной NASA/ESA/Роскосмос космической программой по изучению спутников Юпитера. В феврале 2009 года было объявлено, что ESA и НАСА уделили этой миссии первостепенное значение перед миссией «Titan Saturn System Mission»[81]. Вклад ESA в эту миссию всё ещё сталкивается с конкуренцией финансирования со стороны других его космических проектов[82]. Число аппаратов, которые будут запущены, варьируется от двух до четырёх: «Jupiter Europa Orbiter» (NASA), «Jupiter Ganymede Orbiter» (ESA), «Jupiter Magnetospheric Orbiter» (JAXA) и «Jupiter Europa Lander» (Роскосмос).
Одной из отменённых миссий по изучению Ганимеда является миссия «Jupiter Icy Moons Orbiter». Для полёта космического корабля использовалось бы деление ядра, что было бы удобным для более подробного изучения Ганимеда[83]. Однако, из-за сокращения бюджета миссия была отменена в 2005 году. Так же миссия носила название «The Grandeur of Ganymede» — Великолепие Ганимеда[47].
2 мая 2012 года Европейское Космическое Агентство (ЕКА) объявило о старте миссии Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) в 2022 году с прибытием в систему Юпитера в 2030 году. Одной из главных целей миссии будет исследование Ганимеда, которое начнется в 2033 году[84]. Россия, посредством привлечения ЕКА, также намерена отправить на Ганимед посадочный аппарат для того, чтобы найти на нём признаки жизни и для проведения комплексных исследований системы Юпитера в качестве характерного представителя газовых гигантов[85].
Ганимед, вероятно, сформировался из аккреционного диска или туманности; диск газа и пыли вокруг Юпитера существовал некоторое время после его формирования[86]. Формирование Ганимеда, вероятно, заняло приблизительно 10 000 лет[87] (для сравнения, приблизительная оценка формирования Каллисто достигает 100 000 лет). В туманности Юпитера при формировании галилеевых спутников, вероятно, было относительно мало газа, что объяснило бы огромное количество времени, требуемого для формирования Каллисто[86]. В отличие от Каллисто, Ганимед был сформирован ближе к Юпитеру, где туманность была более плотной, что и объясняет более короткое время для формирования[87]. Относительно быстрое формирование Ганимеда не спасло его от высокой температуры аккреции, которая, возможно, привела к таянию и видоизменению льда, отделению горных пород от льда. Горные породы обосновались в центре спутника, формируя ядро. В этом отношении Ганимед отличается от спутника Каллисто, лёд которого во время более медленного формирования, очевидно, был не в состоянии таять и видоизменяться в связи с потерей высокой температуры аккреции[88]. Эта гипотеза объясняет, почему два спутника Юпитера выглядят столь разнородными, несмотря на схожесть массы и состава[45][88]. Альтернативные теории объясняют высокий внутренний нагрев Ганимеда на основе приливного горба[89] или более интенсивного внешнего воздействия во время поздней тяжелой бомбардировки[90][91][92].
Ядро Ганимеда после формирования в значительной степени сохранило высокую температуру, накопленную во время аккреции и дифференцирования, которая слегка нагревая ледяную мантию выполняет роль своеобразной тепловой батареи[88]. Мантия, в свою очередь, переносит данное тепло на поверхность в результате конвекции[45]. Вскоре распад радиоактивных элементов в горных породах продолжил разогревать ядро, вызывая обширные изменения: были сформированы внутреннее ядро, состоящее из железа-сульфида железа, и силикатная мантия[43][88]. После этого, структура Ганимеда полностью сформировалась. Для сравнения, радиоактивное нагревание не сформировавшейся структуры Каллисто вызвало конвекцию в её внутренней ледяной структуре, посредством чего нагревание было эффективно охлаждено, что предотвратило крупномасштабное таяние льда и быстрое дифференцирование[93]. Процесс конвекции на Каллисто вызвал только частичное отделение горных пород от льда[93]. В настоящее время, Ганимед продолжает медленно охлаждаться[43]. Высокая температура, излучаемая ядром и силикатной мантией спутника, позволяет существовать подземному океану[33], в то время как медленное охлаждение жидкого Fe–FeS ядра является причиной конвекции и поддерживает генерацию магнитного поля[43]. Текущий тепловой поток Ганимеда, вероятно, выше теплового потока Каллисто[88].
Кратер Анат является точкой отсчета для измерения долготы Ганимеда. По определению, Анат находится на долготе 128 градусов[94].
Спутники Юпитера | |||||
---|---|---|---|---|---|
Перечисление в группах в порядке возрастания большой полуоси орбиты | |||||
Внутренние спутники | Метида · Адрастея · Амальтея · Фива | ||||
Галилеевы спутники | Ио · Европа · Ганимед · Каллисто | ||||
Группа Гималии | Леда · Гималия · Лиситея · Элара · S/2000 J 11 | ||||
Группа Ананке | Эвпорие · S/2003 J 3 · S/2003 J 18 · S/2010 J 2 · Тельксиное · Эванте · Гелике · Ортозие · Иокасте · S/2003 J 16 · Праксидике · Гарпалике · Мнеме · Гермиппе · Тионе · Ананке | ||||
Группа Карме | Герсе · Этне · Кале · Тайгете · S/2003 J 19 · Халдене · S/2003 J 10 · Эриноме · Каллихоре · Калике · Карме · Пазифее · S/2010 J 1 · Эвкеладе · Архе · Исоное · S/2003 J 9 · S/2003 J 5 | ||||
Группа Пасифе | S/2003 J 15 · S/2003 J 23 · Аойде · Каллирое · Эвридоме · S/2011 J 2 · Киллене · S/2003 J 4 · Пасифе · Гегемоне · Синопе · Спонде · Автоное · Коре · Мегаклите | ||||
Обособленные спутники |
|
Солнечная система | |
---|---|
|
|
Звезда | |
Планеты и карликовые планеты |
|
Крупные спутники планет |
|
Спутники / кольца | |
Малые тела |
Метеороиды • астероиды / их спутники (околоземные · основного пояса · троянские · кентавры) • транснептуновые (пояс Койпера (плутино · кьюбивано) · рассеянный диск) • дамоклоиды • кометы (облако Оорта) |
Астрономические объекты • Портал:Астрономия • Проект:Астероиды |
Ганимед (спутник).