Obraz Ganimedesa koncentruje się na 45° długości geograficznej; ciemne obszary to Perrine (górny) i Nicholson (dolny); widoczne kratery to Tros (górny prawy) i Cisti (dolny lewy).
Rozmiaredytuj
Składedytuj
średnia gęstość Ganimedesa, 1,936 g / cm3, sugeruje skład około równych części materiału skalistego i głównie lodu wodnego. Część wody jest płynna, tworząc podziemny ocean., Ułamek masowy ices wynosi od 46 do 50%, co jest nieco niższe niż w Callisto. Niektóre dodatkowe lotne lody, takie jak amoniak, mogą również być obecne. Dokładny skład skały Ganimedesa nie jest znany, ale jest prawdopodobnie zbliżony do składu zwykłych chondrytów typu L / LL, które charakteryzują się mniej żelaza całkowitego, mniej żelaza metalicznego i więcej tlenku żelaza niż chondryty typu H. Stosunek masy żelaza do krzemu waha się w Ganimedesie między 1,05 a 1,27, podczas gdy stosunek masy Słońca wynosi około 1,8.,
właściwości Powierzchniedytuj
Promienie krateru Tashmetum znajdują się w prawym dolnym rogu, a duże pole ejecta Herszefa w prawym górnym rogu. Część ciemnoczerwonego Regio znajduje się w lewym dolnym rogu, ograniczonego w prawym górnym rogu przez Harpagia Sulcus.
powierzchnia Ganimedesa ma albedo około 43%., Lód wodny wydaje się być wszechobecny na swojej powierzchni, z ułamkiem masowym 50-90 %, znacznie większym niż w Ganimedesie jako całości. Spektroskopia bliskiej podczerwieni wykazała obecność silnych pasm absorpcji lodu wodnego o długościach fal 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 i 3,0 µm. Wyżłobiony teren jest jaśniejszy i ma bardziej lodowatą kompozycję niż ciemny teren., Analiza widm wysokiej rozdzielczości, bliskiej podczerwieni i UV uzyskanych przez sondę Galileo i z obserwacji Ziemi ujawniła różne materiały niewodne: dwutlenek węgla, dwutlenek siarki i, być może, cyjanogen, siarkowodór i różne związki organiczne. Wyniki Galileo wykazały również siarczan magnezu (MgSO4) i, być może, siarczan sodu (Na2SO4) na powierzchni Ganimedesa. Sole te mogą pochodzić z podziemnego Oceanu.,
kratery Gula i Achelous (dno), w rowkowanym terenie Ganimedesa, z ejecta „postumentami” i wałami.
Albedo powierzchni Ganimedian jest bardzo asymetryczne; przednia półkula jest jaśniejsza niż tylna. Jest to podobne do Europy, ale odwrotnie dla Callisto. Kończąca się półkula Ganimedesa wydaje się być wzbogacona w dwutlenek siarki. Rozkład dwutlenku węgla nie wykazuje żadnej asymetrii półkuli, choć nie jest obserwowany w pobliżu biegunów., Kratery uderzeniowe na Ganimedesie (z wyjątkiem jednego) nie wykazują żadnego wzbogacenia w dwutlenek węgla, co również odróżnia go od Kallisto. Gaz Ganimedesa był prawdopodobnie wyczerpany w przeszłości.
powierzchnia Ganimedesa jest mieszanką dwóch rodzajów terenu: bardzo starych, silnie kraterowanych, ciemnych regionów i nieco młodszych (ale wciąż starożytnych), jaśniejszych regionów, zaznaczonych rozległym szeregiem rowków i grzbietów. Ciemny teren, który obejmuje około jedną trzecią powierzchni, zawiera gliny i materiały organiczne, które mogą wskazywać na skład uderzeń, z których pochodzą satelity Jowisza.,
mechanizm grzewczy potrzebny do ukształtowania rowkowego terenu na Ganimedesie jest nierozwiązanym problemem w naukach planetarnych. Współcześnie ukształtowanie terenu ma charakter głównie tektoniczny. Uważa się, że kriowulkanizm odegrał tylko niewielką rolę, jeśli w ogóle. Siły, które spowodowały silne naprężenia w litosferze Lodowej Ganimedian niezbędne do zainicjowania aktywności tektonicznej, mogą być połączone z pływowymi wydarzeniami ogrzewania w przeszłości, prawdopodobnie spowodowanymi, gdy Satelita przeszedł przez niestabilne Rezonanse orbitalne., Pływowe zginanie lodu mogło nagrzać wnętrze i nadwyrężać litosferę, prowadząc do rozwoju pęknięć i uskoków Horsta i grabena, które wymazały stary, ciemny teren na 70% powierzchni. Powstawanie rowkowego terenu może być również związane z wczesnym formowaniem się rdzenia i późniejszym ogrzewaniem pływowym wnętrza Ganimedesa, które mogło spowodować nieznaczne rozszerzenie Ganimedesa o 1-6% z powodu przejść fazowych w lodzie i rozszerzalności cieplnej., Podczas późniejszej ewolucji Głębokie, gorące pióropusze wody mogły wzrosnąć z jądra na powierzchnię, co doprowadziło do tektonicznej deformacji litosfery. Ogrzewanie radiogeniczne w obrębie satelity jest najważniejszym aktualnym źródłem ciepła, przyczyniając się na przykład do głębokości oceanu. Modele badawcze wykazały, że gdyby ekscentryczność orbity była o rząd wielkości większa niż obecnie (jak mogło być w przeszłości), ogrzewanie pływowe byłoby bardziej znaczącym źródłem ciepła niż ogrzewanie radiogeniczne.,
kratery są widoczne na obu typach terenu, ale są szczególnie rozległe na ciemnym terenie: wydaje się, że są nasycone kraterami uderzeniowymi i ewoluowały w dużej mierze w wyniku zderzeń. Jaśniejszy, rowkowany teren Zawiera o wiele mniej elementów uderzeniowych, które miały jedynie niewielkie znaczenie dla jego ewolucji tektonicznej. Gęstość kraterów wskazuje na wiek 4 miliardów lat dla ciemnego terenu, podobnego do wyżyn Księżyca, i nieco młodszy wiek dla rowkowanego terenu (ale ile młodszy jest niepewny). Ganimedes mógł doświadczyć okresu ciężkiego krateru 3.,5 do 4 miliardów lat temu podobne do Księżyca. Jeśli to prawda, zdecydowana większość uderzeń miała miejsce w tej epoce, podczas gdy szybkość krateru była znacznie mniejsza od tego czasu. Kratery pokrywają się i są poprzecinane przez systemy rowków, co wskazuje, że niektóre z rowków są dość stare. Widoczne są również stosunkowo młode kratery z promieniami ejecta. Kratery ganimedyjskie są bardziej płaskie niż te na Księżycu i Merkurym. Jest to prawdopodobnie spowodowane stosunkowo słabą naturą Lodowej skorupy Ganimedesa, która może (lub może) płynąć, a tym samym złagodzić ulgę., Starożytne kratery, których relief zniknął, pozostawiają tylko „ducha” krateru znanego jako palimpsest.
jedną z istotnych cech Ganimedesa jest ciemna równina o nazwie Galileo Regio, która zawiera szereg koncentrycznych rowków lub bruzd, prawdopodobnie powstałych w okresie aktywności geologicznej.
Ganimedes ma również czapy polarne, prawdopodobnie złożone z mrozu wodnego. Mróz rozciąga się do 40 ° szerokości geograficznej. Czapy polarne zostały po raz pierwszy zaobserwowane przez sondę Voyager. Teorie na temat powstawania czapek obejmują migrację wody na wyższe szerokości geograficzne i bombardowanie lodu przez plazmę., Dane z Galileo sugerują, że ten ostatni jest poprawny. Obecność pola magnetycznego na Ganimedesie powoduje bardziej intensywne bombardowanie powierzchni naładowanych cząstek w niezabezpieczonych obszarach polarnych; rozpylanie prowadzi następnie do redystrybucji cząsteczek wody, a mróz migruje do lokalnie zimniejszych obszarów w terenie polarnym.
krater o nazwie Anat stanowi punkt odniesienia do pomiaru długości geograficznej na Ganimedesie. Z definicji Anat znajduje się na 128 ° długości geograficznej. 0 ° długości geograficznej bezpośrednio zwrócona jest ku Jowiszowi, a o ile nie zaznaczono inaczej, Długość geograficzna wzrasta w kierunku zachodnim.,
struktura wewnętrzna
Ganimedes wydaje się być w pełni zróżnicowany, z wewnętrzną strukturą składającą się z rdzenia żelazowo-siarczkowo–żelazowego, płaszcza krzemianowego i zewnętrznych warstw lodu wodnego i ciekłej wody. Dokładne grubości poszczególnych warstw we wnętrzu Ganimedesu zależą od założonego składu krzemianów (frakcji oliwinu i piroksenu) oraz ilości siarki w rdzeniu. Ganimedes ma najniższy moment bezwładności, 0,31, wśród ciał stałych Układu Słonecznego. Jest to konsekwencja znacznej zawartości wody i w pełni zróżnicowanego wnętrza.,
subsurface oceansEdit
Warstwy rysowane w skali.w 1970 roku naukowcy NASA po raz pierwszy podejrzewali, że Ganimedes ma gęsty ocean między dwiema warstwami lodu, jedną na powierzchni, a drugą pod płynnym oceanem i na szczycie skalistego płaszcza. W 1990 roku misja Galileo NASA poleciała przez Ganimedesa i odkryła oznaki takiego podziemnego Oceanu., Analiza opublikowana w 2014 roku, biorąc pod uwagę realistyczną termodynamikę wody i wpływ soli, sugeruje, że Ganimedes może mieć stos kilku warstw oceanicznych oddzielonych różnymi fazami lodu, z najniższą warstwą cieczy przylegającą do płaszcza skalnego. Kontakt woda-skała może być ważnym czynnikiem pochodzenia życia. Analiza wskazuje również, że ekstremalne głębokości (~800 km do skalistego „dna morskiego”) oznaczają, że temperatury na dnie oceanu konwekcyjnego (adiabatycznego) mogą być nawet o 40 K wyższe niż na styku lód–woda.,
w marcu 2015 roku naukowcy poinformowali, że pomiary za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble ' a Ruchu zorzy polarnej potwierdziły, że Ganimedes ma podziemny ocean. Duży ocean słonej wody wpływa na pole magnetyczne Ganimedesa, a co za tym idzie na jego zorzę. Dowody sugerują, że oceany Ganimedesa mogą być największe w całym Układzie Słonecznym.
istnieją spekulacje na temat potencjalnego zasiedlenia Oceanu Ganimedesa.,
CoreEdit
istnienie ciekłego, bogatego w żelazo i nikiel rdzenia stanowi naturalne wyjaśnienie wewnętrznego pola magnetycznego Ganimedesa wykrytego przez sondę kosmiczną Galileo. Konwekcja w ciekłym żelazie, która ma wysoką przewodność elektryczną, jest najbardziej rozsądnym modelem generowania pola magnetycznego. Gęstość rdzenia wynosi 5,5-6 g / cm3, a płaszcz krzemianowy 3,4 – 3,6 g / cm3. Promień tego rdzenia może wynosić do 500 km. Temperatura w jądrze Ganimedesa wynosi prawdopodobnie 1500-1700 K, A ciśnienie do 10 GPa (99 000 atm).,
atmosfera i jonosferaedit
w 1972 roku zespół indyjskich, brytyjskich i amerykańskich astronomów pracujących w Jawie (Indonezja) i Kavalur (Indie) stwierdził, że wykryli cienką atmosferę podczas okultyzmu, kiedy to Jowisz i Jowisz przechodzili przed gwiazdą. Szacuje się, że ciśnienie powierzchniowe wynosi około 0,1 Pa (1 mikrobar). Jednak w 1979 roku Voyager 1 zaobserwował zakrystię Gwiazdy κ Centauri podczas przelotu Jowisza, z różnymi wynikami., Pomiary okultacyjne prowadzono w widmie dalekiego ultrafioletu na falach krótszych niż 200 nm, które były znacznie bardziej wrażliwe na obecność gazów niż pomiary z 1972 roku wykonane w widmie widzialnym. Dane Voyagera nie ujawniły atmosfery. Górna granica gęstości cząstek powierzchniowych wynosi 1,5×109 cm−3, co odpowiada ciśnieniu powierzchniowemu mniej niż 2,5 µPa (25 picobar). Ta ostatnia wartość jest prawie pięć rzędów wielkości mniej niż szacunki z 1972 roku.,
fałszywa Mapa temperatury barwowej Ganimedesa
pomimo danych z Voyagera, dowody na obecność atmosfery tlenowej (egzosfery) na Ganimedesie, bardzo podobne do tej znalezionej na Europie, zostały znalezione przez Kosmiczny Teleskop Hubble ' a (HST) w 1995 roku. HST faktycznie zaobserwował poświatę tlenu atomowego w dalekim ultrafiolecie na długościach fal 130,4 nm i 135,6 nm. Taka poświata powietrza jest wzbudzana, gdy tlen cząsteczkowy jest dysocjowany przez uderzenia elektronów, co jest dowodem znaczącej neutralnej atmosfery złożonej głównie z cząsteczek O2., Gęstość liczby powierzchniowej prawdopodobnie mieści się w zakresie (1,2–7)×108 cm−3, odpowiadającym ciśnieniu powierzchniowemu 0,2–1,2 µPa. Wartości te są zgodne z górną granicą Voyagera ustaloną w 1981 roku. Tlen nie jest dowodem życia; uważa się, że powstaje, gdy lód wodny na powierzchni Ganimedesa jest podzielony na wodór i tlen przez promieniowanie, a wodór jest wtedy szybciej tracony z powodu niskiej masy atomowej. Poświata obserwowana nad Ganimedesem nie jest przestrzennie jednorodna, jak ta nad Europą., HST zaobserwował dwie jasne plamy znajdujące się na półkuli północnej i Południowej, blisko ± 50° szerokości geograficznej, która jest dokładnie granicą między otwartymi i zamkniętymi liniami pola magnetosfery Ganimedian (patrz niżej). Jasne plamy to prawdopodobnie polarne zorze polarne, spowodowane opadami plazmy wzdłuż linii otwartego pola.
istnienie neutralnej atmosfery oznacza, że jonosfera powinna istnieć, ponieważ cząsteczki tlenu są jonizowane przez oddziaływania elektronów energetycznych pochodzących z magnetosfery i przez promieniowanie słoneczne EUV., Jednak natura jonosfery Ganimedian jest równie kontrowersyjna jak natura atmosfery. Niektóre pomiary Galileusza wykazały podwyższoną gęstość elektronów w pobliżu Ganimedesa, co sugeruje jonosferę, podczas gdy inne niczego nie wykryły. Gęstość elektronów w pobliżu powierzchni szacowana jest przez różne źródła na 400-2, 500 cm−3. W 2008 roku parametry jonosfery Ganimedesa nie są dobrze ograniczone.
dodatkowe dowody na obecność atmosfery tlenowej pochodzą z detekcji widmowej gazów uwięzionych w lodzie na powierzchni Ganimedesa., Wykrywanie pasm ozonu (O3) zostało ogłoszone w 1996 roku. W 1997 analiza spektroskopowa ujawniła dimerowe (lub dwuatomowe) cechy absorpcji tlenu cząsteczkowego. Taka absorpcja może powstać tylko wtedy, gdy tlen znajduje się w gęstej fazie. Najlepszym kandydatem jest tlen cząsteczkowy uwięziony w lodzie. Głębokość pasma absorpcji dimerów zależy od szerokości i długości geograficznej, a nie od albedo powierzchni-mają tendencję do zmniejszania się wraz ze wzrostem szerokości geograficznej na Ganimedesie, podczas gdy O3 wykazuje tendencję odwrotną., Badania laboratoryjne wykazały, że O2 nie gromadzi się ani nie pęka, ale rozpuszcza się w lodzie w stosunkowo ciepłej temperaturze powierzchni Ganimedesa 100 K (-173,15 °C).
poszukiwania sodu w atmosferze, tuż po takim znalezisku na Europie, nie przyniosły rezultatu w 1997 roku. Sód jest co najmniej 13 razy mniej obfity wokół Ganimedesa niż wokół Europy, prawdopodobnie z powodu względnego niedoboru na powierzchni lub dlatego, że magnetosfera odpiera cząstki energetyczne. Innym drobnym składnikiem atmosfery Ganimedian jest wodór atomowy., Atomy wodoru zaobserwowano w odległości 3000 km od powierzchni Ganimedesa. Ich gęstość na powierzchni wynosi około 1,5×104 cm-3.
Magnetosfereedit
pole magnetyczne Jowisza Ganimedesa, które jest osadzone w magnetosferze Jowisza. Linie pól zamkniętych zaznaczone są kolorem zielonym.
Galileo wykonał sześć bliskich przelotów Ganimedesa w latach 1995-2000 (G1, G2, G7, G8, G28 i G29) i odkrył, że Ganimedes ma stały (wewnętrzny) moment magnetyczny niezależny od pola magnetycznego Jowisza., Wartość momentu wynosi około 1,3 × 1013 T * m3, co jest trzykrotnie większe niż moment magnetyczny Merkurego. Dipol magnetyczny jest nachylony względem osi obrotu Ganimedesa o 176°, co oznacza, że jest skierowany względem Jowiszowego momentu magnetycznego. Jej Biegun Północny leży poniżej płaszczyzny orbitalnej. Dipolowe pole magnetyczne utworzone przez ten stały moment ma siłę 719 ± 2 nT na równiku Ganimedesa, co należy porównać z polem magnetycznym Jowisza w odległości Ganimedesa-około 120 nT., Pole równikowe Ganimedesa skierowane jest przeciwko polu Jowisza, co oznacza, że możliwe jest ponowne połączenie. Siła pola wewnętrznego na biegunach jest dwukrotnie większa niż na równiku—1440 nT.
Zorza polarna na Ganimedesie—przesunięcie pasa zorzy polarnej może wskazywać na podpowierzchniowy ocean soli.
stały moment magnetyczny wyrzeźbia część przestrzeni wokół Ganimedesa, tworząc maleńką magnetosferę osadzoną wewnątrz Jowisza; jest to jedyny Księżyc w Układzie Słonecznym, który posiada tę cechę. Jego średnica wynosi 4-5 promieni Ganimedesa., Magnetosfera Ganimedian ma obszar zamkniętych linii pola położony poniżej 30 ° szerokości geograficznej, w którym uwięzione są naładowane cząstki (elektrony i jony), tworząc rodzaj pasa radiacyjnego. Głównym gatunkiem jonów w magnetosferze jest pojedynczy zjonizowany tlen-O+ – który dobrze pasuje do atmosfery tlenowej Ganimedesa. W regionach czapy polarnej, na szerokościach geograficznych wyższych niż 30°, linie pola magnetycznego są otwarte, łącząc Ganimedesa z jonosferą Jowisza., W tych obszarach wykryto energetyczne (dziesiątki i setki kiloelektronowoltów) elektrony i jony, które mogą powodować zorze polarne obserwowane wokół biegunów Ganimedian. Ponadto ciężkie jony wytrącają się w sposób ciągły na polarnej powierzchni Ganimedesa, rozpylając i zaciemniając lód.
interakcja pomiędzy magnetosferą Ganimedyjską a plazmą Jowisza jest pod wieloma względami podobna do oddziaływania wiatru słonecznego i magnetosfery Ziemi., Plazma współbieżna z Jowiszem uderza po stronie opadającej magnetosfery Ganimedian, podobnie jak wiatr słoneczny uderza w magnetosferę Ziemi. Główną różnicą jest prędkość przepływu plazmy-naddźwiękowa w przypadku Ziemi i poddźwiękowa w przypadku Ganimedesa. Ze względu na przepływ subsoniczny, nie ma uderzeń dziobu na tylnej półkuli Ganimedesa.
oprócz wewnętrznego momentu magnetycznego, Ganimedes ma indukowane dipolowe pole magnetyczne. Jego istnienie jest związane ze zmiennością pola magnetycznego Jowisza w pobliżu Ganimedesa., Moment indukowany jest kierowany promieniowo do lub od Jowisza w kierunku zmieniającej się części planetarnego pola magnetycznego. Indukowany moment magnetyczny jest o rząd wielkości słabszy od wewnętrznego. Natężenie pola indukowanego na równiku magnetycznym wynosi około 60 nT-połowę natężenia pola Jowisza. Indukowane pole magnetyczne Ganimedesa jest podobne do pola Callisto i Europa, co wskazuje, że Ganimedes ma również podziemny ocean wody o wysokiej przewodności elektrycznej.,
biorąc pod uwagę, że Ganimedes jest całkowicie zróżnicowany i ma metaliczny rdzeń, jego wewnętrzne pole magnetyczne jest prawdopodobnie generowane w podobny sposób jak ziemskie: w wyniku przewodzenia materiału poruszającego się we wnętrzu. Pole magnetyczne wykryte wokół Ganimedesa może być spowodowane konwekcją kompozytową w rdzeniu, jeśli pole magnetyczne jest produktem działania Dynama lub magnetokonwekcji.
pomimo obecności żelaznego rdzenia, magnetosfera Ganimedesa pozostaje enigmatyczna, szczególnie biorąc pod uwagę, że podobne ciała nie posiadają tej cechy., Niektóre badania sugerują, że ze względu na stosunkowo niewielkie rozmiary, rdzeń powinien wystarczająco ochłodzić się do punktu, w którym porusza się płyn, stąd pole magnetyczne nie byłoby utrzymywane. Jednym z wyjaśnień jest to, że te same Rezonanse orbitalne, które zaproponowano, że zakłóciły powierzchnię, pozwoliły również na utrzymywanie się pola magnetycznego: z ekscentrycznością Ganimedesa pompowaną i pływowym ogrzewaniem płaszcza podczas takich rezonansów, zmniejszając przepływ ciepła z rdzenia, pozostawiając go płynnym i konwekcyjnym., Innym wyjaśnieniem jest pozostałości namagnesowania skał krzemianowych w płaszczu, co jest możliwe, jeśli Satelita miał w przeszłości bardziej znaczące pole generowane przez dynamo.poziom promieniowania na powierzchni Ganimedesa jest znacznie niższy niż w Europie, wynosi 50-80 mSv (5-8 rem) dziennie, co może spowodować ciężką chorobę lub śmierć ludzi narażonych na działanie promieniowania przez dwa miesiące.