Wikipedia

Diferencies ente revisiones de «Ganimedes (lluna)»

Navegar l'historial de mou interactivu
← Edición más antiguaEdición más nueva →
Contenido eliminado Contenido añadido
VisualTestu wiki
m correiciones
m Preferencies llingüístiques
Llinia 2:
'''Ganimedes''' o '''Ganímedes''' (del griegu ''Γανυμήδης'') ye'l [[satélite natural]] más grande de [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]] y del [[sistema solar]]<ref name="Showman1999">{{cita publicación |apellido=Showman |nombre=Adam P. |last2=Malhotra |first2=Renu |título=The Galilean Satellites |año=1999 |publicación=Science |volumen=286 |páginas=77&ndash;84 |doi=10.1126/science.286.5437.77 |url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf |formato=PDF |pmid=10506564 |número=5437 }}</ref>, y ye l'únicu de los satélites que tien [[campu magnéticu]]. N'orde de distancies al planeta, ye'l séptimu más cercanu y el terceru de los galileanos, que son el primer grupu d'oxetos descubiertos qu'orbiten alredor d'un planeta. Completa la so órbita n'aproximadamente siete díes, y caltién una resonancia orbital con [[Ío (satélite)|Ío]] y [[Europa (satélite)|Europa]] de 1:2:4. El so diámetru ye de 5.268 [[quilómetru|km]], un 8% mayor qu'el de [[Mercuriu (planeta)|Mercuriu]], magar que tien namái el 45% de so masa<ref name="nasa.gany">{{cita web|editorial=www2.jpl.nasa.gov|título=Ganymede Fact Sheet|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/ganymede/|fechaacceso=5 de febreru de 2017}}</ref>. Ye un 2% mayor que [[Titán (satélite)|Titán]], el segundu satélite natural más grande, y tien el doble de masa que la [[Lluna]].<ref>Arnett, B. (1997). ''[http://nineplanets.org/ganymede.html Ganymede]''. nineplanets.org.</ref> En términos absolutos, ye'l novenu oxetu mayor del sistema solar, y el más grande que nun tien una atmósfera significativa.
 
Ganímedes ta formáu por silicatos y [[xelu]] en cantidaes aproximadamente iguales<ref>Chang, K. (2015). ''[http://www.nytimes.com/2015/03/13/science/space/suddenly-it-seems-water-is-everywhere-in-solar-system.html Suddenly, It Seems, Water Is Everywhere in Solar System]''. nytimes.com.</ref>. Ye un oxetu diferenciáu, con un núcleu fundíu ricu en [[fierro]] y un [[océanu internu]] que podiera tener más agua que tolos océanos de la [[Tierra]] xuntos<ref>Russia Today (2015). ''[https://www.rt.com/usa/240301-nasa-jupiter-ganymede-ocean/ Jupiter moon Ganymede could have ocean with more water than Earth - NASA]''. rt.com.</ref><ref name="Ocean Hubble">{{cita web|apellido=NASA|url=http://www.nasa.gov/press/2015/march/nasa-s-hubble-observations-suggest-underground-ocean-on-jupiters-largest-moon/#.VQJhMM26t0s|título=NASA’s Hubble Observations Suggest Underground Ocean on Jupiter's Largest Moon|ubicación=NASA News|fecha=12 de marzo de 2015|fechaacceso=5 de febreru de 2017}}</ref><ref name="clubsandwich 2014">{{cita publicación|apellido=Clavin|nombre=W.|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-138|título=Ganymede May Harbor 'Club Sandwich' of Oceans and Ice|ubicación=NASA|publicación=Jet Propulsion Laboratory|fecha=1 de mayo de 2014|fechaacceso=5 de febreru de 2017}}</ref>. Na so superficie estrémense dos clases diferentes de terrenu: escuru y claru. Les rexones escures, enllenes de [[cráteres d'impactuimpautu]] y formaes fai 4000 millones d'años, cubren alredor d'un terciu del satélite. El resto de la superficie ocúpenlo les rexones clares, cortaes por amplios surcos y crestes y un poco menos antigües que les escures. Les causes xeolóxiques de la perturbación que-yos dio orixe entá nun se conocen, pero piénsase que les rexones clares quiciás seyan el resultáu de l'actividá tectónica provocada pol [[calentamientu de marea]]<ref>Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999). ''The Galilean Satellites''. Science ''286'' (5437): pp. 77-84.</ref>.
 
El so campu magnéticu ye, posiblemente, el resultáu de movimientos de [[convección]] dientro del núcleu de fierro fundíu<ref>Kivelson, M.G. y otros (2002). ''The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede''. Icarus '''157''' (2): pp. 507-522.</ref>. La so fuercia, escasa, queda tapecida pola del campu magnéticu de Xúpiter, muncho más potente, y poro aparez namái como una perturbación llocal de les llínies de campu. El satélite tien una feble atmósfera d'[[oxíxenu]] qu'inclúi [[ozonu]] y oxíxenu atómicu y molecular<ref>Hall, D.T. y otros (1998). ''The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede''. The Astrophysical Journal '''499''' (1):pp. 475-481.</ref>, na qu'hai un pequeñu porcentaxe d'[[hidróxenu]] atómicu. Entá nun ta claro si el satélite tien una [[ionosfera]] asociada a l'atmósfera<ref>Eviatar, A. y otros (2001). ''The ionosphere of Ganymede''. Planetary and Space Science '''49''' (3-4): pp. 327-336.</ref>.
Llinia 26:
[[image:Ganymede-JupiterMoon-GeologicMap-SIM3237-20140211.png|1000px|center|thumb|Mapa xeolóxicu de Ganimedes (febreru de 2014). Les fasteres más antigües, d'albedu baxu y con abondantes impactos de cráteres, son les de collor amarronáu. Les más xóvenes, con un albedu mayor apaecen en collor azul si el so terrenu ye mui accidentáu y en azul-verde si ye más llanu (el collor púrpura indica un terrenu con amiestu de zones rugoses y lises).]]
===Tamañu===
Ganimedes ye la lluna más grande y con más masa de tol Sistema Solar. El so diámetru, de 5.268 km, ye'l 41% del terrestre. Ye un 2% mayor que [[Titán (satélite)|Titán]] (la segunda lluna más grande), y tien un diámetru que ye 1,08 veces el de Mercuriu, 1,09 veces el de [[Calistu (satélite)|Calistu]], 1,45 veces el d'Io y 1,51 veces el de la Lluna. Su masa ye un 10% mayor que la de Titán, un 38% mayor que la de Calistu, un 66% mayor que la de Io y 2,02 veces la de la Lluna<ref name="nineplanets.org-Ganymede">{{cite web |publisher=nineplanets.org |title=Ganymede |date=31 October 1997 |url=http://www.nineplanets.org/ganymede.html |accessdate=17 de febreru de 2017 }}</ref>.
 
===Composición===
Llinia 36:
La superficie de Ganimedes tien un [[albedu]] d'aproximadamente'l 43%<ref name="Calvin1995">{{cite journal |last=Calvin |first=Wendy M. |last2=Clark |first2=Roger N. |last3=Brown |first3=Robert H. |last4=Spencer |first4=John R. |title=Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary |journal=J.of Geophys. Res. |date=1995 |volume=100 |issue=E9 |pages=19,041–19,048 |bibcode=1995JGR...10019041C |doi=10.1029/94JE03349 }}</ref>. El xelu acuosu parez tar presente per ende na superficie, y tien una fracción de masa del 50–90%,<ref name="Showman1999" />, enforma mayor que la que tien nel satélite tomáu como una xunidá. La espectroscopia de radiación infrabermeyo amuesa la presencia de bandes fuertes d'absorción de xelu acuoso a les llonxitúes d'onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2 y 3 [[micrómetru|micrómetros]]<ref name="Calvin1995" />. El terrenu acanaláu ye más brillante qu'el escuru, y predomina más nelli el xelu na so composición<ref name="RESA">{{cite web |url=http://www.resa.net/nasa/ganymede.htm |archiveurl=https://web.archive.org/web/20071202132022/http://www.resa.net/nasa/ganymede.htm |archivedate=2007-12-02 |title=Ganymede: the Giant Moon |work=Wayne RESA |accessdate=17 de febreru de 2017 }}</ref>. L'análisis de la información obtenida pola sonda ''Galileo'' y de resultes de la observación dende la Tierra confirma la presencia de varios materiales non acuosos: [[dióxidu de carbonu]], [[dióxidu d'azufre]] y, quiciás, [[cianóxenu]], [[sulfatu d'hidróxenu]] y dellos compuestos orgánicos<ref name="McCord1998">{{cite journal |last=McCord |first=T.B. |last2=Hansen |first2=G.V. |last3=Clark |first3=R.N. |last4=Martin |first4=P. D. |last5=Hibbitts |first5=C. A. |last6=Fanale |first6=F. P. |last7=Granahan |first7=J. C. |last8=Segura |first8=M. |last9=Matson |first9=D. L. |display-authors=2 |title=Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation |journal=J. Of Geophys. Res. |date=1998 |volume=103 |issue=E4 |pages=8,603–8,626 |bibcode=1998JGR...103.8603M |doi=10.1029/98JE00788 }}</ref><ref name="Showman1999" />.Los resultaos de la información aportada pola sonda ''Galileo'' amuesen tamién la esistencia de [[sulfatu de magnesiu]] y, quiciás, [[sulfatu de sodiu]] sobro la superficie ganimedina<ref name="The Grand Tour">{{cite book |title=The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System |last=Miller |first=Ron |authorlink=Ron Miller (artist and author) |first2=William K. |last2=Hartmann |date=May 2005 |pages=108–114 |publisher=Workman Publishing |location=Thailand |edition=3rd |isbn=0-7611-3547-2 }}</ref><ref name="McCord2001">{{cite journal |last=McCord |first=Thomas B. |last2=Hansen |first2=Gary B. |last3=Hibbitts |first3=Charles A. |title=Hydrated Salt Minerals on Ganymede's Surface: Evidence of an Ocean Below |journal=Science |date=2001 |volume=292 |pages=1523–1525 |doi=10.1126/science.1059916 |bibcode=2001Sci...292.1523M |pmid=11375486 |issue=5521 }}</ref>, unes sales que podríen orixinase nel océanu soterrañu del interior del satélite<ref name="McCord2001" />.
 
L'albedu de la superficie de Ganimedes ye perasimétricu; l'hemisferiu dominante ye más brillante qu'el otru, neto qu'asocede n'Europa, pero al contrariu de lo que pasa en Calistu<ref name="Calvin1995" />. L'hemisferiu non dominante, amás, parez ser más rico en dióxidu d'azufre<ref name="Domingue1996">{{cite journal |last=Domingue |first=Deborah |last2=Lane |first2=Arthur |last3=Moth |first3=Pimol |title=Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites |journal=Bulletin of the American Astronomical Society |date=1996 |volume=28 |page=1070 |bibcode=1996DPS....28.0404D }}</ref><ref name="Domingue1998">{{cite journal |last=Domingue |first=Deborah L. |last2=Lane |first2=Arthur L. |last3=Beyer |first3=Ross A. |title=IEU's detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability |journal=Geophys. Res. Lett. |date=1998 |volume=25 |issue=16 |pages=3,117–3,120 |doi=10.1029/98GL02386 |bibcode=1998GeoRL..25.3117D }}</ref>. La distribución del dióxidu de carbonu nun demuestra asimetría ente los hemisferios, magar que nun s'alcuentra esti cerca de los polos<ref name="McCord1998" /><ref name="Hibbitts2003">{{cite journal |last=Hibbitts |first=C.A. |last2=Pappalardo |first2=R. |last3=Hansen |first3=G.V. |last4=McCord |first4=T.B. |title=Carbon dioxide on Ganymede |journal=J.of Geophys. Res. |date=2003 |volume=108 |issue=E5 |pages=5,036 |doi=10.1029/2002JE001956 |bibcode=2003JGRE..108.5036H }}</ref>. Los cráteres d'impactuimpautu, pela so banda, nun tienen, sacante unu, una concentración mayor de dióxidu de carbonu, daqué que sí puede observase en Calistu. El dióxidu de carbonu ganimedinu escosose, probablemente, nel pasáu<ref name="Hibbitts2003" />.
 
La superficie de Ganimedes ye un amiestu de dos tipos de terrenu: rexones de collor escuru, pervieyes y con munchos cráteres d'impactuimpautu, y otres más clares, más xóvenes que les anteriores, con terrenu rugosu ya acanaláu. El terrenu escuru, qu'ocupa un terciu de la superficie del satélite, contien [[arcilla|arcilles]] y materiales orgánicos que pueden axudanos a conocer la composición de los impactadores a partir de los que crecieron los satélites xupiterinos<ref name="Pappalardo2001">{{cite journal |last=Pappalardo |first=R.T. |last2=Khurana |first2=K.K. |last3=Moore |first3=W.B. |title=The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission |journal=Lunar and Planetary Science |date=2001 |volume=XXXII |page=4062 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/outerplanets2001/pdf/4065.pdf |format=PDF |bibcode=2001iaop.work...62P }}</ref>.
 
El mecanismu de calentamientu necesariu pa la formación del terrenu rugosu de Ganimedes ye un problema entá por resolver. La hipótesis más aceptada anguaño indica qu'esi terrenu ye principalmente de naturaleza tectónica<ref name="Showman1999" />. Piénsase qu'el criovolcanismu tien desempeñao un papel menor, si ye que tuvo dalgunu, na so formación<ref name="Showman1999" />. Les fuercies que causaron na [[litosfera]] xelada del satélite l'estrés necesariu pa qu'entamara l'actividá tectónica puede tar rellacionáu con fenómenos pasaos de [[calentamientu de marea]], causáu quiciás pol pasu del satélite al traviés de resonancies orbitales inestables<ref name="Showman1999" />
<ref name="Showman1997b">{{cite journal |last=Showman |first=Adam P. |last2=Stevenson |first2=David J. |last3=Malhotra |first3=Renu |title=Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede |journal=Icarus |date=1997 |volume=129 |issue=2 |pages=367–383 |doi=10.1006/icar.1997.5778 |url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-etal-1997.pdf |format=PDF |bibcode=1997Icar..129..367S }}</ref>. El calentamientu de marea del xelu podría tener calentao l'interior de la litosfera, retorciéndola y produciendo l'apaición de freches y formación de falles ''horst and graben'', qu'alteriaron la forma del antiguu terrenu oscuru nun 70% de la superficie del satélite<ref name="Bland2007">{{cite journal |last=Bland |first= |last2=Showman |first2=A.P. |last3=Tobie |first3=G. |title=Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation |journal=Lunar and Planetary Society Conference |date=March 2007 |volume=38 |page=2020 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2020.pdf |format=PDF |bibcode=2007LPI....38.2020B }}</ref><ref name="Showman1999" />. La formación d'esi terrenu acanaláu podría tar rellacionada tamién cola formación temprana del núcleu del satélite y el consiguiente calentamientu de marea del interior de Ganimedes, que podría tener causáu una llixera espansión del satélite (1-6%) poles transiciones de fase del xelu y la espansión termal<ref name="Showman1999" />. Nun momentu posterior, plumes d'agua caliente podríen tener ascendío de les profundidaes del núcleu hasta la superficie, provocando la deformación tectónica de la litosfera<ref name="Barr">{{cite journal |last=Barr |first=A.C. |last2=Pappalardo |first2=R. T. |last3=Pappalardo |first3=Stevenson |date=2001 |title=Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology |journal=Lunar and Planetary Science Conference |volume=32 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1781.pdf |format=PDF |page=1781 |bibcode=2001LPI....32.1781B }}</ref>. El [[calentamientu radioxénicu]] nel interior del satélite ye la fonte de calor más importante del satélite, y contribúi, por exemplu, a determinar la profundidá del so océanu. Modelos teóricos tienen demostrao que si la excentricidá orbital fora d'un orde de magnitú mayor que la existente (como pudo tener pasao nel pasáu) el calentamientu de marea sería una fonte de calor de más importancia qu'el calentamientu radioxénicu<ref name="gra.6">{{cite journal |last=Huffmann |first=H. |last2=Sohl |first2=F. |date=2004 |title=Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede |publisher=European Geosciences Union |journal=Geophysical Research Abstracts |volume=6 |url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU04/05114/EGU04-J-05114.pdf |format=PDF |display-authors=1 }}</ref>.
 
Hai cráteres nos dos tipos de terrenu que formen la superficie de Ganimedes, pero son muncho más abundantes nel terrenu escuru: esti parez saturáu d'impactos, y la so orografía evolucionó principalmente al traviés de les consecuencies d'esos impactos<ref name="Showman1999" />. El terrenu rugosu y claru tien munchos menos impactos, y estos tuvieron namái una importancia menor na so evolución tectónica<ref name="Showman1999" />. La densidá de cráteres indica una edá de 4.000 millones d'años pal terrenu escuru, una edá similar a la de les rexones montañoses de la Lluna, y una edá menor, magar que nun se sabe cuántu menor, pa les rexones de terrenu claru<ref name="Zahnle1998">{{cite journal |last=Zahnle |first=K. |last2=Dones |first2=L. |title=Cratering Rates on the Galilean Satellites |journal=Icarus |date=1998 |volume=136 |issue=2 |pages=202–222 |doi=10.1006/icar.1998.6015 |url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf |format=PDF |pmid=11878353 |bibcode=1998Icar..136..202Z }}</ref>. Si la hipótesis ye correcta, la mayoría de los impactos produciríanse naquella primer época, amenorgando enforma la so frecuencia col pasar del tiempu. Los cráteres superpónense y cruciense coles falles del terrenu claru, indicando que delles de les irregularidaes de la orografía son bastante antigües. Los cráteres ganimedinos, en xeneral, son menos fondos que los de la Lluna o Mercuriu. Esto atribúise a la relativa debilidá de la corteza xelada de Ganimedes, que puede (o podría anantes, al menos) fluir y amenorgar el dañu del impactuimpautu. Los cráteres antiguos que la so güelga ya desapaeció dexen namái una sombra, conocida como palimpsestu astronómicu.
<ref name="nineplanets.org-Ganymede" />.
 
Llinia 57:
====Océanos superficiales====
[[File:Ganymede diagram.svg|thumb|400px|right|Representación artística de la estructura interna de Ganimedes. Les capes tán representaes a escala.]]
Yá na década de 1970 los científicos de la [[NASA]] entamaron a sospechar la esistencia en Ganimedes d'un océanu perprofundu encerráu ente dos capas de xelu, una superficial y otra que envuelve, en contactu directu con elli, el mantu rocosu<ref name="Showman1999" /><ref name="clubsandwich 2014" />{<ref name="Sohl2002" /><ref name="Freeman2006">{{cite journal |last=Freeman |first=J. |title=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto |journal=Planetary and Space Science |date=2006 |volume=54 |issue=1 |pages=2–14 |doi=10.1016/j.pss.2005.10.003 |url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf |archivedate=2007-08-24 |format=PDF |bibcode=2006P&SS...54....2F }}</ref><ref name="amount of water in ocean">{{cite web | url=http://earthsky.org/space/underground-ocean-on-jupiters-largest-moon | title=Underground ocean on Jupiter's largest moon | publisher=EarthSky | date=March 15, 2015 | accessdate=17 de febreru de 2017 }}</ref>. Na década de 1990 la misión ''Galileo'' sobrevoló'l satélite, confirmando la esistencia d'esti océanu soterrañu. Un análisis asoleyáu en [[2014]], que tien en cuenta la termodinámica de les mases d'agua y los efectos del sal, suxere que Ganimedes podría tener delles capes oceániques d'agua líquido separtaes por capes de xelu, cola capa más profunda en contactu directu col mantu rocosu<ref name="clubsandwich 2014" /><ref name="Vance">{{cite journal |title=Ganymede's internal structure including thermodynamics of magnesium sulfate oceans in contact with ice |journal=Planetary and Space Science |date=12 April 2014 |last=Vance |first=Steve |last2=Bouffard |first2=Mathieu |last3=Choukroun |first3=Mathieu |last4=Sotina |first4=Christophe |doi=10.1016/j.pss.2014.03.011 |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0032063314000695 |accessdate=17 de febreru de 2017 |bibcode = 2014P&SS...96...62V |volume=96 |pages=62–70}}</ref>
<ref name="NASA-20140501c">{{cite web |author=Staff |title=Video (00:51) - Jupiter's 'Club Sandwich' Moon |url=https://www.youtube.com/watch?v=oBbWjlkuw5U |date=1 May 2014 |work=[[NASA]] |accessdate=17 de febreru de 2017 }}</ref><ref name="Hubble 2015">{{cite news |url=http://phys.org/news/2015-03-hubble-underground-ocean-jupiter-largest.html?utm_source=nwletter&utm_medium=email&utm_content=splt-item&utm_campaign=daily-nwletter |title=Hubble observations suggest underground ocean on Jupiter's largest moon Ganymede |work=NASA |publisher=PhysOrg |date=12 March 2015 |accessdate=17 de febreru de 2017 }}</ref>. La esistencia d'esi contactu directu ente la roca y l'agua líquido podría ser un factor importante nel orixe de la vida<ref name="clubsandwich 2014" />. Esti análisis tamién indica que les grandes profundidaes a les que s'alcuentren estes capes líquides (el mantu rocosu ta a 800 km de profundidá) supón que la temperatura nel océanu más inferior, el que ta en contactu col mantu, podía ser hasta 40 vegaes mayor que la de les otres capes oceániques asitiaes ente dos capes de xelu. En marzu de [[2015]] comunicose que les mediciones feches col telescopiu espacial ''Hubble'' del movimientu de les aurores sobre la superficie de Ganimedes suxeren la esistencia d'un océanu soterrañu: la esistencia d'un gran océanu d'agua salao afecta'l campu magnéticu d'esti cuerpu celeste y, poro, la so [[aurora polar|aurora]]<ref name="Ocean Hubble" /><ref name="Hubble 2015"/><ref name="sciencedaily1503">http://www.sciencedaily.com/releases/2015/03/150312112112.htm</ref><ref name="sswater1"> {{cite journal | last1 = Saur | first1 = Joachim | last2 = Duling | first2 = Stefan | last3 = Roth | first3 = Lorenz | last4 = Jia | first4 = Xianzhe | last5 = Strobel | first5 = Darrell F. | last6 = Feldman | first6 = Paul D. | last7 = Christensen | first7 = Ulrich R. | last8 = Retherford | first8 = Kurt D. | last9 = McGrath | first9 = Melissa A. | last10 = Musacchio | first10 = Fabrizio | last11 = Wennmacher | first11 = Alexandre | last12 = Neubauer | first12 = Fritz M. | last13 = Simon | first13 = Sven | last14 = Hartkorn | first14 = Oliver | year = 2015 | title = The Search for a Subsurface Ocean in Ganymede with Hubble Space Telescope Observations of its Auroral Ovals | url = | journal = Journal of Geophysical Research: Space Physics | volume = 120| issue = | pages = 1715–1737| doi = 10.1002/2014JA020778 }}</ref>.
 
Hai delles especulaciones, nel ámbitu científicu, sobre l'habitabilidá potencial del océanu ganimedín<ref name="amount of water in ocean" /><ref name="subsurface ocean found">{{cite web | url=http://www.independent.co.uk/news/science/ganymede-oceans-on-jupiters-moon-could-have-been-home-to-alien-life-10106286.html | title=Ganymede oceans on Jupiter's moon could have been home to alien life | publisher=The Independent | date=March 13, 2015 | accessdate=17 de febreru de 2017 | author=Griffin, Andrew}}</ref>.
Llinia 70:
[[Image:Map of temparatureof ganymede.jpg|thumb|200px|right|Mapa colloreáu de temperatures de Ganimedes.]]
 
Pesie a estos datos, el [[telescopiu espacial Hubble]] alcontró en [[1995]] evidencies d'una llixera exosfera atmosférica con oxíxenu en Ganimedes, perasemeyada a la qu'alcontrara darréu n'Europa<ref name="Hall1998">{{cite journal |last=Hall |first=D.T. |last2=Feldman |first2=P.D. |last3=McGrath |first3=M.A. |last4=Strobel |first4=D. F. |display-authors=2 |title=The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede |journal=The Astrophysical Journal |date=1998 |volume=499 |issue=1 |pages=475–481 |doi=10.1086/305604 |bibcode=1998ApJ...499..475H }}</ref><ref name="JPLAtmosphere">{{cite web |archiveurl= https://web.archive.org/web/20090504072525/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html |url= http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html|title=Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede |work=Jet Propulsion Laboratory |publisher=NASA |date=1996-10-23 |accessdate= 17 de febreru de 2017 |archivedate= 2009-05-04}}</ref>. El ''Hubble'' alcontró [[airglow]] d'oxíxenu atómicu nel espectru ultravioleta llonxanu, nes llonxitúes d'onda de 130,4 nm y 135,6 nm. L'airglow obsérvase cuando l'oxíxenu molecular ye disociáu pol impactuimpautu d'electrones, lo que representa la evidencia d'una atmósfera neutra significativa compuesta principalmente por molécules de O<sub>2</sub>. La so densidá numbérica na superficie probablemente ta nel rangu de (1,2–7)×10<sup>8</sup> cm<sup>−3</sup>, lo que correspuende con una presión na superficie de 0,2-1,2 micropascales<ref name="Hall1998" />. Estos valores son congruentes cola llende superior establecíu poles observaciones de la ''Voyager'' en [[1981]]. L'oxíxenu, sicasí, nun ye una evidencia de qu'haiga vida; créyese que se produz cuando l'agua xelao de Ganimedes ye dixebrada n'hidróxenu ya oxíxenu pola radiación. L'hidróxenu, entós, afuxe primero de l'atmósfera pola mor de la so perbaxa masa atómica<ref name="JPLAtmosphere" />.L'airglow observáu sobro Ganimedes nun ye espacialmente homoxéneu como'l d'Europa. El ''Hubble'' oxetivó dos manches brillantes asitiaes nos hemisferiu norte y sur, alredor de los 50º de llatitú, mesmo na llende ente les llínies de campu abiertes y zarraes de la magnetosfera ganimedina(ver más abaxu)<ref name="Feldman2000">{{cite journal |last=Feldman |first=Paul D. |last2=McGrath |first2=Melissa A. |last3=Strobell |first3=Darrell F. |last4=Moos |first4=H. Warren |last5=Retherford |first5=Kurt D. |last6=Wolven |first6=Brian C. |display-authors=2 |title=HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede |journal=The Astrophysical Journal |date=2000 |volume=535 |issue=2 |pages=1085–1090 |doi=10.1086/308889 |bibcode=2000ApJ...535.1085F |arxiv=astro-ph/0003486 }}</ref>. Les manches son, probablemente, aurores secundaries a la precipitación de plasma a lo llargu de les llínies de campu abiertes<ref name="Johnson1997">{{cite journal |last=Johnson |first=R.E. |date=1997 |title=Polar "Caps" on Ganymede and Io Revisited |journal=Icarus |volume=128 |issue=2 |pages=469–471 |bibcode=1997Icar..128..469J |doi=10.1006/icar.1997.5746 }}</ref>.
 
La esistencia d'una atmósfera neutra implica que tien d'haber una ionosfera, porque les molécules d'oxíxenu son ionizaes pol impactuimpautu d'electrones de la magnetosfera<ref name="Paranicas1999">{{cite journal |last=Paranicas |first=C. |last2=Paterson |first2=W. R. |last3=Cheng |first3=A. F. |last4=Mauk |first4=B. H. |last5=McEntire |first5=R. W. |last6=Frank |first6=L. A. |last7=Williams |first7=D. J. |display-authors=2 |title=Energetic particles observations near Ganymede |journal=J.of Geophys. Res. |date=1999 |volume=104 |issue=A8 |pages=17,459–17,469 |doi=10.1029/1999JA900199 |bibcode=1999JGR...10417459P }}</ref> y pola radiación ultravioleta estrema solar<ref name="Eviatar2001">{{cite journal |last=Eviatar |first=Aharon |last2=Vasyliunas |first2=Vytenis M. |last3=Gurnett |first3=Donald A. |display-authors=2 |title=The ionosphere of Ganymede |journal=Planet. Space Sci. |date=2001 |volume=49 |issue=3–4 |pages=327–336 |doi=10.1016/S0032-0633(00)00154-9 |url=http://www.tau.ac.il/~arkee/ganymop.ps |format=ps |bibcode=2001P&SS...49..327E }}</ref>. Sicasí, la naturaleza de la ionosfera de Ganimedes ye tan controvertida como la de l'atmósfera. Delles midiciones de la sonda Galileo atoparon una alta densidá d'electrones cerca de Ganimedes, suxiriendo la esistencia de ionosfera, mentantu qu'otres midiciones nun foron a alcontrar daqué<ref name="Eviatar2001" />. La densidá d'electrones cerca de la superficie estímase, según diferentes estudios, ente 400 y 2.500 cm<sup>−3</sup>.<ref name="Eviatar2001" />.
 
Hai evidencia adicional de la esistencia d'una atmósfera con oxíxenu a partir de la detección espectral de gases atrapaos nel xelu de la superficie de Ganimedes. En [[1996]] anunciose la detección de bandes d'ozonu nelli<ref name="Noll1996">{{cite journal |last=Noll |first=Keith S. |last2=Johnson |first2=Robert E. |last3=Domingue |first3=D. L. |last4=Weaver |first4=H. A. |display-authors=2 |date=July 1996 |title=Detection of Ozone on Ganymede |journal=Science |volume=273 |issue=5273 |pages=341–343 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/273/5273/341 |doi=10.1126/science.273.5273.341 |pmid=8662517 |bibcode=1996Sci...273..341N |accessdate=17 de febreru de 2017 }}</ref>. En [[1997]] análisis espectroscópicos amosaron señales d'absorción diatómica d'oxíxenu molecular, un procesu que namái ye posible si l'oxíxenu ta presente en fase densa; el meyor candidatu ye l'oxíxenu molecular atrapáu nel xelu. La profundidá de les bandes d'absorción diatómica depende más de la llonxitú y la llatitú que del albedo de la superficie, y tiende a ser menor cuando aumenta la llatitú, al contrariu de lo qu'asocede col ozonu<ref name="Oxygen97">{{cite journal |last=Calvin |first=Wendy M. |last2=Spencer |first2=John R. |date=December 1997 |title=Latitudinal Distribution of O<sub>2</sub> on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope |journal=Icarus |volume=130 |issue=2 |pages=505–516 |doi=10.1006/icar.1997.5842 |bibcode=1997Icar..130..505C }}</ref>. Esperimentos de llaboratoriu alcontraron que l'oxíxenu disolveríase en xelu a una temperatura asemeyada a la relativamente caldia (100ºK o −173.15 °C) de la superficie de Ganimedes<ref name="sci.5320">{{cite journal |last=Vidal |first=R. A. |last2=Bahr |first2=D. |date=1997 |title=Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies |journal=Science |volume=276 |issue=5320 |pages=1839–1842 |bibcode=1997Sci...276.1839V |doi=10.1126/science.276.5320.1839 |pmid=9188525 |display-authors=1 }}</ref>.
 
Un intentu d'alcontrar sodiu na atmósfera de Ganimedes, desarrolláu en 1997 tres d'atopalu n'Europa, nun alcontró res. El sodiu ye polo menos 13 vegaes más escasu alredor de Ganimedes que d'Europa, quizá porque seya relativamente escasu na so superficie o porque la magnetosfera fai afuxir les partícules con enerxia<ref name="ic.126.1">{{cite journal |last=Brown |first=Michael E. |date=1997 |title=A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede |journal=Icarus |volume=126 |issue=1 |pages=236–238 |bibcode=1997Icar..126..236B |doi=10.1006/icar.1996.5675 }}</ref>. Un caberu componente, en cantidaes menores, de l'atmósfera ganimedina ye l'hidróxenu atómicu. Magar que tienen observáose átomos d'hidróxenu hasta a 3.000 km de la superficie del satélite, la so densidá na superficie ye de namái 1,5 X 10<sup>4</sup> cm<sup>−3</sup><ref name="Barth1997">{{cite journal |last=Barth |first=C.A. |last2=Hord |first2=C.W. |last3=Stewart |first3=A.I. |last4=Pryor |first4=W. R. |last5=Simmons |first5=K. E. |last6=McClintock |first6=W. E. |last7=Ajello |first7=J. M. |last8=Naviaux |first8=K. L. |last9=Aiello |first9=J. J. |display-authors=2 |title=Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede |journal=Geophys. Res. Lett. |date=1997 |volume=24 |issue=17 |pages=2147–2150 |bibcode=1997GeoRL..24.2147B |doi=10.1029/97GL01927 }}</ref>.
 
===Magnetosfera===
Sacáu de «https://ast.wikipedia.org/wiki/Ganimedes_(lluna)»