Zobrazení Ganymede střed nad 45° z. d. zeměpisná šířka; tmavé plochy jsou Perrine (horní) a Nicholson (nižší) zdroj těchto sedm regionů; prominentní krátery jsou Tros (horní právo) a Cisti (dole vlevo).
SizeEdit
CompositionEdit
průměrná hustota Ganymede, 1.936 g/cm3, navrhuje složení přibližně stejné části skalnatého materiálu a hlavně vody ices. Část vody je tekutá a tvoří podzemní oceán., Hmotnostní podíl ices je mezi 46 a 50%, což je o něco nižší než u Callisto. Mohou být také přítomny některé další těkavé zdroje, jako je amoniak. Přesné složení Ganymede je rock není známa, ale je pravděpodobně blízko k složení L/LL typ obyčejné chondrity, které jsou charakterizovány méně celkového železa, méně kovového železa a více oxidu železa než H chondrity. Hmotnostní poměr železa, křemíku se pohybuje mezi 1,05 a 1,27 v Ganymede, vzhledem k tomu, že sluneční poměr je kolem 1,8.,
Povrch featuresEdit
Rozšířené-barva Galileo kosmická loď image Ganymede je koncové polokouli. Významné paprsky kráteru Tashmetum jsou vpravo dole a velké ejecta pole Hershefa vpravo nahoře. Část temného Nicholsona Regia je vlevo dole, ohraničená vpravo nahoře Harpagií Sulcus.
povrch Ganymede má albedo asi 43%., Vodní led se zdá být všudypřítomný na jeho povrchu, s hmotnostním podílem 50-90 %, výrazně více než v Ganymede jako celku. Téměř infračervená spektroskopie odhalila přítomnost silných pásů absorpce vodního ledu na vlnových délkách 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 µm. Drážkovaný terén je jasnější a má ledovější složení než tmavý terén., Analýza s vysokým rozlišením, blízké infračervené a UV spektra získaná Galileo kosmická loď a z pozorování Země odhalila různé non-vody materiály: oxid uhličitý, oxid siřičitý a, případně, kyanovodík, vodík sulfát a různé organické sloučeniny. Výsledky Galileo také ukázaly síran hořečnatý (MgSO4) a případně síran sodný (Na2SO4) na povrchu Ganymede. Tyto soli mohou pocházet z podpovrchového oceánu.,
krátery Gula a Achelous (dole), v drážkované terénu Ganymede, s ejecta „podstavce“ a hradeb.
ganymedian surface albedo je velmi asymetrický; přední polokoule je jasnější než koncová. To je podobné jako Europa, ale naopak pro Callisto. Koncová hemisféra Ganymede se zdá být obohacena oxidem siřičitým. Distribuce oxidu uhličitého neprokazuje žádnou hemisférickou asymetrii, i když není pozorována v blízkosti pólů., Impaktní krátery na Ganymede (kromě jednoho) nevykazují žádné obohacení oxidu uhličitého, což ho také odlišuje od Callisto. Ganymedeův plyn z oxidu uhličitého byl v minulosti pravděpodobně vyčerpán.
Ganymede povrch je kombinací dvou typů terénu: velmi staré, vysoce krátery, tmavé oblasti, a poněkud mladší (ale ještě staré), lehčí regiony označené s rozsáhlou řadou drážek a hřebenů. Temné terénu, které zahrnuje zhruba jednu třetinu povrchu, obsahuje jíly a organické materiály, které by mohly naznačovat složení těles, z nichž Jupiterových satelitů kvasila.,
topný mechanismus potřebný pro vytvoření drážkovaného terénu na Ganymede je nevyřešeným problémem v planetárních vědách. Moderní pohled je, že drážkovaný terén je převážně tektonický. Předpokládá se, že kryovolkanismus hrál jen malou roli, pokud existuje. Síly, které způsobily silné napětí v Ganymedian led litosféry nutné zahájit tektonické aktivity může být připojen k přílivu topení události v minulosti, možná způsobena, když satelitní prošel nestabilní orbitální rezonancí., Přílivové protahuje ledu mohou mít vyhřívání interiéru a napjaté litosféry, což vede k rozvoji trhlin a horst a graben chybující, který smazal starý, tmavý terén na 70% povrchu. Vznik rýhované terén může být také spojen s počátkem core tvorbě a následné přílivové vytápění Ganymede interiéru, což může způsobit mírné rozšíření Ganymede o 1-6 % v důsledku fázové přechody v ledu a teplotní roztažnosti., Během následné evoluce hluboké, horké vody chocholy mohou vzrostly z jádra na povrch, což vede k tektonické deformace litosféry. Radiogenní ohřev v družici je nejrelevantnějším zdrojem proudu tepla, který přispívá například k hloubce oceánu. Modely výzkumu zjistili, že pokud orbitální excentricity byly řádově vyšší než v současné době (jak už bylo v minulosti), přílivové topení by být výraznější zdroj tepla, než radiogenní ohřev.,
Kráterů je vidět na obou typech terénu, ale je hlavně rozsáhlé na tmavé terén: to se zdá být nasycený s krátery a se vyvinul do značné míry prostřednictvím dopad události. Jasnější, drážkovaný terén obsahuje mnohem méně nárazových prvků, které měly pro jeho tektonický vývoj jen malý význam. Hustota kráterů naznačuje věk 4 miliardy let pro tmavý terén, podobně jako na vysočině Měsíce, a poněkud mladší věk pro drážkované terénu (ale jak mnohem mladší, je nejistý). Ganymede možná zažil období těžkého krácení 3.,Před 5 až 4 miliardami let podobně jako měsíc. Pokud je to pravda, drtivá většina dopadů se stala v této epoše, zatímco míra krácení byla od té doby mnohem menší. Krátery oba překrývají a jsou křížemřezány drážkovými systémy, což naznačuje, že některé drážky jsou poměrně staré. Relativně mladé krátery s paprsky ejecty jsou také viditelné. Ganymedian krátery jsou plošší než ty na Měsíci a Merkuru. To je pravděpodobně způsobeno relativně slabou povahou ledové kůry Ganymede, která může (nebo mohla) proudit a tím zmírnit úlevu., Starověké krátery, jejichž úleva zmizela, zanechávají jen“ ducha “ kráteru známého jako palimpsest.
Jeden významný rys, na Ganymede je tmavé planině s názvem Galileo Regio, která obsahuje řadu soustředných drážky nebo rýhy, pravděpodobně vytvořen během období geologické aktivity.
Ganymede má také polární čepice, pravděpodobně složené z vodního mrazu. Mráz se rozkládá na 40 ° zeměpisné šířky. Tyto polární čepice byly poprvé viděny kosmickou lodí Voyager. Teorie o tvorbě čepic zahrnují migraci vody do vyšších zeměpisných šířek a bombardování ledu plazmou., Data z Galilea naznačují, že tato data jsou správná. Přítomnost magnetického pole Ganymedu výsledky v intenzivnější nabitých částic bombardování jeho povrchu v nechráněném polárních oblastech; prská pak vede k přerozdělení molekuly vody, s mrazem přechodu na místně chladnějších oblastech v rámci polární terén.
kráter s názvem Anat poskytuje referenční bod pro měření délky na Ganymede. Podle definice je Anat při 128 ° zeměpisné délky. 0° zeměpisná délka přímo směřuje k Jupiteru a pokud není uvedeno jinak, zeměpisná délka se zvyšuje směrem na západ.,
Vnitřní structureEdit
Ganymede se zdá být plně diferencované, s vnitřní struktura se skládá z železa, sirovodíku–železné jádro, silikátové pláště a vnější vrstvy vodního ledu a kapalné vody. Přesné tloušťky jednotlivých vrstev v interiéru Ganymede závisí na předpokládaném složení křemičitany (zlomek z olivínu a pyroxenu) a množství síry v jádře. Ganymede má nejnižší moment setrvačnosti, 0,31, mezi tělesy pevné sluneční soustavy. To je důsledkem jeho podstatného obsahu vody a plně diferencovaného interiéru.,
Podpovrchových oceansEdit
Umělec je cut-pryč reprezentaci vnitřní struktury Ganymede. Vrstvy nakreslené do měřítka.
V roce 1970, vědci z NASA první podezření, že Ganymed má hustou oceánu, mezi dvěma vrstvami ledu, jeden na povrchu a jeden pod tekutý oceán a na vrcholu skalní římse. V roce 1990 letěla mise Galileo NASA Ganymedem a našla náznaky takového podpovrchového oceánu., Analýza zveřejněná v roce 2014 s přihlédnutím k realistické termodynamice vody a účinkům soli naznačuje, že Ganymede může mít stoh několika oceánských vrstev oddělených různými fázemi ledu, přičemž nejnižší kapalná vrstva sousedí se skalnatým pláštěm. Kontakt s vodou a horninou může být důležitým faktorem původu života. Analýza také konstatuje, že extrémní hloubky (~800 km rocky „mořském dně“) znamená, že teplota na dně konvektivní (adiabatické) oceánu může být až o 40 K vyšší než ty, na ledu–voda rozhraní.,
V Březnu 2015, vědci uvádí, že měření pomocí Hubbleova Vesmírného Dalekohledu, jak polární záře přestěhoval potvrdil, že Ganymed má podpovrchový oceán. Velký oceán slané vody ovlivňuje Ganymedeovo magnetické pole a následně jeho Auroru. Důkazy naznačují, že Ganymedeovy oceány mohou být největší v celé sluneční soustavě.
existuje několik spekulací o možné obývatelnosti Ganymedeho oceánu.,
CoreEdit
existence kapaliny, železo–nikl-bohaté jádro poskytuje přirozené vysvětlení pro vnitřní magnetické pole Ganymedu detekovány Galileo kosmická loď. Konvekce v kapalném železe, která má vysokou elektrickou vodivost, je nejrozumnějším modelem generování magnetického pole. Hustota jádra je 5,5-6 g / cm3 a silikátový plášť je 3,4–3,6 g/cm3. Poloměr tohoto jádra může být až 500 km. Teplota v jádru Ganymede je pravděpodobně 1500-1700 K a tlak až 10 GPa (99 000 atm).,
Atmosféra a ionosphereEdit
V roce 1972, tým Indické, Britské a Americké astronomové pracující v jazyce Java (Indonésie) a Kavalur (Indie) tvrdí, že objevili tenké atmosféry, během zákrytu, kdy a Jupiter prošel před hvězdou. Odhadovali, že povrchový tlak byl kolem 0,1 Pa (1 mikrobar). Nicméně, v roce 1979, Voyager 1 pozorován zákryt hvězdy κ Centauri během svého průletu kolem Jupitera, s rozdílnými výsledky., V zákrytu měření byla provedena v dalekém ultrafialovém spektru na vlnových délkách kratších než 200 nm, které jsou mnohem více citlivé na přítomnost plynů než v roce 1972 měření ve viditelném spektru. Žádná atmosféra nebyla odhalena daty Voyager. Horní limit na povrchu počtu částic hustota bylo zjištěno, že být 1,5×109 cm−3, což odpovídá povrchu tlak méně než 2,5 µPa (25 picobar). Druhá hodnota je téměř o pět řádů menší než odhad z roku 1972.,
False-barevná teplota mapu Ganymede
Navzdory Voyager data, důkazy pro řídkou kyslíkovou atmosféru (exosféra) na Ganymede, velmi podobnou té, kterou našli na portálu Europa, byl nalezen pomocí Hubblova kosmického Dalekohledu (HST) v roce 1995. HST skutečně pozoroval proudění atomového kyslíku v daleko ultrafialovém záření na vlnových délkách 130,4 nm a 135,6 nm. Takový vzduchový proud je vzrušen, když je molekulární kyslík disociován elektronovými dopady, což je důkazem významné neutrální atmosféry složené převážně z molekul O2., Hustota čísla povrchu pravděpodobně leží v rozmezí (1,2−7)×108 cm-3, což odpovídá povrchovému tlaku 0,2-1,2 µPa. Tyto hodnoty jsou v souladu s horní hranicí Voyageru stanovenou v roce 1981. Kyslík není důkazem života; předpokládá se, že je produkován, když je vodní led na povrchu Ganymede rozdělen na vodík a kyslík zářením, přičemž vodík se pak rychleji ztrácí kvůli nízké atomové hmotnosti. Airglow pozorovaný nad Ganymede není prostorově homogenní jako u Europy., HST pozoroval dvě světlé skvrny se nachází v severní a jižní polokoule, v blízkosti ± 50° zeměpisné šířky, což je přesně hranice mezi otevřené a uzavřené siločáry z Ganymedian magnetosféry (viz níže). Světlé skvrny jsou pravděpodobně polární polární záře, způsobené srážením plazmy podél linií otevřeného pole.
existence neutrální atmosféry znamená, že by měla existovat ionosféra, protože molekuly kyslíku jsou ionizovány dopady energetických elektronů pocházejících z magnetosféry a slunečního záření EUV., Povaha ganymedské ionosféry je však stejně kontroverzní jako povaha atmosféry. Některá měření Galileo zjistila zvýšenou hustotu elektronů poblíž Ganymede, což naznačuje ionosféru, zatímco jiná nic nezjistila. Hustota elektronů v blízkosti povrchu se odhaduje různými zdroji, aby ležela v rozmezí 400-2 500 cm−3. Od roku 2008 nejsou parametry ionosféry Ganymede dobře omezeny.
další důkazy o kyslíkové atmosféře pocházejí ze spektrální detekce plynů zachycených v ledu na povrchu Ganymede., Detekce ozónových (O3) pásem byla vyhlášena v roce 1996. V roce 1997 spektroskopické analýzy odhalily dimer (nebo dvojmocné) absorpční vlastnosti molekulárního kyslíku. Taková absorpce může nastat pouze v případě, že je kyslík v husté fázi. Nejlepším kandidátem je molekulární kyslík uvězněný v ledu. Hloubka absorpčních pásů dimeru závisí spíše na zeměpisné šířce a délce než na povrchu albedo—mají tendenci klesat s rostoucí zeměpisnou šířkou na Ganymede, zatímco O3 vykazuje opačný trend., Laboratorní práce zjistil, že O2 by clusteru nebo bublina, ale rozpustit v ledu na Ganymede je relativně teplé povrchové teplotě 100 K (-173.15 °C).
hledání sodíku v atmosféře, těsně po takovém nálezu na Europě, se v roce 1997 neobjevilo. Sodík je kolem Ganymede nejméně 13krát méně hojný než kolem Evropy, možná kvůli relativnímu nedostatku na povrchu nebo proto, že magnetosféra odrazí energetické částice. Další menší složkou ganymedské atmosféry je atomový vodík., Atomy vodíku byly pozorovány až 3000 km od povrchu Ganymede. Jejich hustota na povrchu je asi 1,5×104 cm−3.
MagnetosphereEdit
Magnetické pole Jupitera družice Ganymed, který je vložený do magnetosféry Jupitera. Uzavřené polní čáry jsou označeny zelenou barvou.
Galileo řemeslo udělal šest blízkých průletů Ganymede z 1995-2000 (G1, G2, G7, G8, G28 a G29) a zjistil, že Ganymed má trvalé (vnitřní) magnetický moment nezávislý na Jupiterově magnetickém poli., Hodnota momentu je asi 1,3 × 1013 T·m3, což je třikrát větší než magnetický moment rtuti. Magnetický dipól je nakloněna vzhledem k rotační ose Ganymede tím, 176°, což znamená, že je zaměřena proti Jupitera magnetický moment. Jeho severní pól leží pod orbitální rovinou. Dipól magnetické pole vytvořené tímto trvalý moment má sílu 719 ± 2 nT na Ganymede je rovníku, která by měla být ve srovnání s Jupiterově magnetickém poli ve vzdálenosti Ganymede—asi 120 nT., Rovníkové pole Ganymede je namířeno proti Jovianskému poli, což znamená, že je možné znovu připojit. Vnitřní síla pole na pólech je dvakrát vyšší než u rovníku-1440 nT.
polární záře na Ganymede—polární pás posun může znamenat, podzemní solný oceán.
trvalý magnetický moment vyřezává část prostoru kolem Ganymedu, vytváří malý vložený uvnitř magnetosféry Jupitera; je to jediný měsíc ve Sluneční Soustavě je známo, že mají funkci. Jeho průměr je 4-5 poloměrů Ganymede., Ganymedská magnetosféra má oblast uzavřených polních linií umístěných pod 30 ° zeměpisné šířky, kde jsou zachyceny nabité částice (elektrony a ionty), což vytváří jakýsi radiační pás. Hlavním iontovým druhem v magnetosféře je jednobuněčný kyslík-o+ – který dobře zapadá do ganymedeovy slabé kyslíkové atmosféry. V polárních oblastech, v zeměpisných šířkách vyšších než 30°, jsou otevřené linie magnetického pole, které spojují Ganymede s Jupiterovou ionosférou., V těchto oblastech byly detekovány energetické (desítky a stovky kiloelektronvoltů) elektrony a ionty, které mohou způsobit polární záře pozorované kolem ganymedských pólů. Kromě toho se těžké ionty kontinuálně vysrážejí na polárním povrchu Ganymede, naprašují a ztmavují LED.
interakce mezi Ganymedian magnetosféry a Jupitera plazma je v mnoha ohledech podobné, že sluneční vítr a zemská magnetosféra., Plazmatické co-rotující Jupiter má dopad na koncové straně Ganymedian magnetosféry stejně jako sluneční vítr naráží na Zemské magnetosféry. Hlavním rozdílem je rychlost průtoku plazmy-nadzvuková v případě Země a podzvuková v případě Ganymede. Vzhledem k podzvukovému toku není na zadní polokouli Ganymede Žádný příďový šok.
kromě vnitřního magnetického momentu má Ganymede indukované dipólové magnetické pole. Jeho existence je spojena s variací Jovianova magnetického pole poblíž Ganymede., Indukovaný moment je směrován radiálně k Jupiteru nebo z něj po směru měnící se části planetárního magnetického pole. Indukovaný magnetický moment je řádově slabší než ten vnitřní. Síla pole indukovaného pole na magnetickém rovníku je asi 60 nT—polovina pole okolního Jovianova pole. Indukované magnetické pole Ganymede je podobné jako u Callisto a Europa, což naznačuje, že Ganymede má také podpovrchový vodní oceán s vysokou elektrickou vodivostí.,
Vzhledem k tomu, že Ganymede je zcela diferencovaný a má kovové jádro, jeho vnitřní magnetické pole je nejspíše generováno v podobné módě k Zemi: v důsledku vodivého materiálu pohybující se v interiéru. Magnetické pole zjištěné kolem Ganymede bude pravděpodobně způsobeno kompoziční konvekcí v jádru, pokud je magnetické pole produktem působení Dynama nebo magnetokonvekce.
navzdory přítomnosti železného jádra zůstává ganymedova magnetosféra záhadná, zejména vzhledem k tomu, že podobná těla postrádají funkci., Některé výzkumy naznačují, že vzhledem k jeho relativně malé velikosti by jádro mělo být dostatečně ochlazeno do bodu, kdy by pohyby tekutin, tudíž magnetické pole nebylo udržováno. Jedním z vysvětlení je, že stejné orbitální rezonancí navrhla, aby narušil povrch také možnost, že magnetické pole přetrvávají: s Ganymede je excentricita přečerpávací a přílivové topení pláště zvýšila během těchto rezonancí, což snižuje proudění tepla od jádra, takže to tekutiny a konvektivní., Dalším vysvětlením je zbytková magnetizace silikátových hornin v plášti, což je možné, pokud satelit měl v minulosti významnější pole generované dynamem.
Záření environmentEdit
úroveň radiace na povrchu Ganymedu je výrazně nižší než v Europě, je 50-80 mSv (5-8 rem) za den, což je množství, které by mohlo způsobit závažné onemocnění nebo smrt v lidské bytosti vystaveny po dobu dvou měsíců.