Wikipedia

Ganimedes (lluna)

Ganimedes o Ganímedes (del griegu Γανυμήδης) ye'l satélite natural más grande de Xúpiter y del sistema solar[5], 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'aproximao siete díes, y caltién una resonancia orbital con Ío y Europa de 1:2:4. El so diámetru ye de 5.268 km, un 8% mayor que'l de Mercuriu, magar que tien namái el 45% de so masa[6]. Ye un 2% mayor que Titán, el segundu satélite natural más grande, y tien el doble de masa que la Lluna.[7] En términos absolutos, ye'l novenu oxetu mayor del sistema solar, y el más grande que nun tien una atmósfera significativa.

Ficha d'oxetu celesteSímbolu astronómicu de GanimedesGanimedes
satélite natural de Júpiter (es) Traducir[1], satélite de masa planetaria (es) Traducir y satélite regular (es) Traducir
Símbolu astronómicu símbolu astronómicu
Parte de satélite galileano (es) Traducir
Descubridor Galileo Galilei[1] y Simon Marius (es) Traducir[1]
Data de descubrimientu 7 xineru 1610[2]
Epónimu Ganímedes
Datos d'observación
Magnitú aparente (V) 4,61 (banda V)
Oxetu astronómicu padre Xúpiter
Apoastru 1 071 600 km
Periastru 1 069 200 km
Carauterístiques físiques
Radiu 2634,1 km
2631 km [1]
Superficie 87 000 000 km²
Masa 148,148 Yg[3]
Densidá 1,936 g/cm³
Gravedá superficial 1,428 m/s²
Temperatura 70 K (mínimu)
110 K (media)
152 K (máximu)
Albedu 0,43
Carauterístiques orbitales
Periodu orbital 7,154 d
Semiexe mayor (a) 1 070 400 km
Periheliu (q) 1 069 200 km
Afeliu (Q) 1 071 600 km
Enclín (i) 2,214 °
Escentricidá orbital (e) 0,0013
Cambiar los datos en Wikidata
Fotografía de la cara oculta de Ganimedes, sacada'l 29 de marzu de 1998 a cuasi un millón de quilómetros pola sonda Galileo. Ameyoráronse los colores pa que rescamplen los contrastes, lo que permite ver que'l satélite tien dos casquetes polares y dos tipos de terrenos principales: ún brillante y con estríes, y otro, con surcos más escuros, más antiguu. Vense tamién abondos cráteres de varios km de diámetru.

Ganímedes ta formáu por silicatos y xelu en cantidaes aproximao iguales[8]. Ye un oxetu diferenciáu, con un nucleu fundíu ricu en fierro y un océanu internu que podiera tener más agua que tolos océanos de la Tierra xuntos[9][10][11]. Na so superficie estrémense dos clases diferentes de terrenu: escuru y claru. Les rexones escures, enllenes de cráteres d'impautu y formaes hai 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[12].

El so campu magnéticu ye, posiblemente, el resultáu de movimientos de convección dientro del nucleu de fierro fundíu[13]. 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 llinies de campu. El satélite tien una feble atmósfera d'oxíxenu qu'inclúi ozonu y oxíxenu atómicu y molecular[14], na qu'hai un pequeñu porcentaxe d'hidróxenu atómicu. Entá nun ta claro si el satélite tien una ionosfera asociada a l'atmósfera[15].

El descubrimientu de Ganimedes atribúise-y a Galileo Galilei, que tendríalu visto'l 7 de xineru de 1610. El so nombre foi una suxerencia del astrónomu Simon Marius poco dempués del descubrimientu, y fai referencia a Ganimedes, coperu de los dioses y amante de Zeus[16]. La so esploración cercana llevóse a cabu al traviés de varies sondes, entamando pola Pioneer 10. Les sondes Voyager afinaron el conocimientu de los valores de les sos carauterístiques físiques, mentantu que la Galileo descubrió'l so océanu soterrañu y el so campu magnéticu. L'Axencia Espacial Europea tien proyectada una misión al sistema xovianu al traviés d'una sonda que será llanzada al espaciu en 2022. Esta, tres de sobrevolar varies vegaes los trés satélites galileanos xelaos, ha entrar n'órbita alredor de Ganimedes[17].

Historia editar

Los rexistros astronómicos chinos recueyen que, nel añu 365 e.C., Gan De avistó daqué que pudiera tener sío una lluna de Xúpiter, que probablemente sería Ganimedes.

El 7 de xineru de 1610 Galileo Galilei vió lo que pensó que yeren trés estrelles cerca de Xúpiter, y que yeren Ganimedes, Calistu y un cuerpu que resultó ser la lluz combinada d'Io y Europa; la noche siguiente decatose de que los trés oxetos moviéranse. El 13 de xineru vio los cuatro oxetos individualizaos per primer vegada, pero p'aquel día yá viera caúna de les llunes al menos una vez. Pal día 15 de xineru Galileo ya llegara a la conclusión de que lo que creyera estrelles yeren en realidá cuerpos qu'orbitaben alredor de Xúpiter. Reclamó pa sigo'l derechu de dá-yos nome. Llamoles Cosmica Sidera (les estrelles de Cosme), n'honor de Cosme II de Medici y dempués, por suxerencia d'esti, cambió-yoslu pol de Medicea Sidera (les estrelles de los Medici), honrando asina a los cuatro hermanos Medici (Cosme, Franciscu, Carlos y Llorienzu). El descubrimientu anunciose na obra Sidereus Nuncius (mensaxeru de les estrelles), espublizada en Venecia en marzu de 1610, menos de dos meses dempués de la primer observación.

Simon Marius, que reclamó tener sío'l primeru en ver los satélites galileanos, tentó dá-yos los nomes de Saturnu de Xúpiter, Xúpiter de Xúpiter (l'actual Ganimedes), Venus de Xúpiter y Mercuriu de Xúpiter, pero tampoco tuvo éxitu nel so intentu. A partir d'una suxerencia de Johannes Kepler Marius propunxo otra nomenclatura nueva, basada en personaxes mitolóxicos griegos, que yá-y daba a Ganimedes el so nome actual. Sicasí, esti nome y el de los otros satélites galileanos escaeciose por sieglos, y nun entamó a usase habitualmente hasta mediaos del sieglu XX. En muncha de la lliteratura astronómica d'antes d'esa dómina Ganimedes ye denomáu pola so designación con numberales romanos, otru sistema inventáu por Galileo pa denomar los satélites de Xúpiter que descubriera. Nelli ye Xúpiter III, esto ye, el tercer satélite de Xúpiter. Tres del descubrimientu de les llunes de Saturnu, afitose finalmente un sistema de nomenclatura basáu nel que propusieran Kepler y Marius pa denomar les llunes de Xúpiter.

Órbita y rotación editar

 
Resonancia orbital d'Ganimedes, Europa ya Io.

Ganimedes orbita Xúpiter a una distancia de 1.070.400 km, y completa una revolución -esto ye, da una vuelta completa alredor d'elli- cada siete díes y trés hores. Neto que la mayoría de los satélites conocíos Ganimedes tien acoplamientu de marea, esto ye, una de les sos cares siempres afronta al so planeta[18]. La so órbita tien una excentricidá perllixera ya inclinada hacia l'ecuador xupiterinu; la so excentricidá ya inclinación camuden de forma cuasiperiódica, nun rangu de sieglos, pela influyencia de les fuercies gravitacionales solar y xupiterina. Los rangos de cambéu son, respeutivamente, 0,0009–0,0022 and 0,05–0,32°[19]. Eses variaciones orbitales provoquen que'l so enclín axal (l'ánguu ente los exes orbital y rotacional) varíe ente 0 y 0,33°[20].

Ganimedes participa d'una resonancia orbital con Europa ya Io: per cada órbita de Ganimedes, Europa orbita dos vegaes y Io orbita cuatro[19][21]. La mayor conxunción astronómica ente Io y Europa ocurre cuando Io ta na so ápside|periápside ya Europa na so apoápside. La mayor conxunción ente Europa y Ganimedes produzse cuando Europa ta na so periapsis[19]. Les llonxitúes de les conxunciones Io-Europa y Europa-Ganimedes cambien col mesmu índiz, lo que fai imposible la triple conxunción. Esti tipu de resonancia tan complicada ye nomada resonancia de Laplace[22]. La resonancia de Laplace actual ye incapaz d'aumentar el valor de la excentricidá orbital de Ganimedes[22] . Dafechamente, el valor de 0,0013 ye, probablemente, un recuerdu d'una dómina pasada na qu'esi fenómenu d'aumentu de la excentricidá orbital ganimedina yera posible.

Hai dos hipótesis sobro l'orixe de la resonancia orbital ente los trés satélites xupiterinos. Pa unos ye primordial, esto ye, tien existío dende l'orixe del Sistema Solar[23], mentantu que pa otros desarrollose dempués de la formación d'esti. Una secuencia posible de sucesos d'esti caberu escenariu ye la siguiente. Io provocó marees en Xúpiter, lo que fizo, debíu a la conservación del momentu, espanderse a la órbita d'Io hasta qu'acontró una resonancia 2:1 con Europa. Tres d'eso la espansión continuó, pero daqué del momentu angular d'Io tresfiriose a Europa mientres la resonancia fizo espandise también la so órbita. El procesu continuó hasta qu'Europa alcontró la resonancia 2:1 con Ganimedes. Nesi momentu la deriva orbital de los trés satelites sincronizose y zarrose nuna resonancia de Laplace[22].

Carauterístiques físiques editar

 
Mapa xeolóxicu de Ganimedes (febreru de 2014). Les fasteres más antigües, d'albedu baxu y con abondantes impautos de cráteres, son les de color amarronáu. Les más xóvenes, con un albedu mayor apaecen en color azul si el so terrenu ye mui accidentáu y en azul-verde si ye más llanu (el color púrpura indica un terrenu con amiestu de zones rugoses y lises).

Tamañu editar

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 (la segunda lluna más grande), y tien un diámetru que ye 1,08 veces el de Mercuriu, 1,09 veces el de 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[24].

Composición editar

La densidá media de Ganimedes, que ye de 1.936 g/cm³, suxer que ta compuestu de partes aproximao iguales de material rocosu y xelu d'agua[5]. La fracción de masa del so xelu ye del 46-50%, llixeramente más baxa que la del xelu de Calistu[25]. Ye posible que na so composición tean presentes tamién xelos de sustancies volátiles como l'amoniacu[25][26]. La composición exacta de les roques que lu forman desconozse, magar que piénsase que ye cercana a la composición de los meteoritos conocíos como L-condrites y LL-condrites, carauterizaos por tener menos cantidá de fierro total, con menos fierro metálicu y más óxidu de fierro, que los meteoritos del tipu nomáu H-condrites. La rellación de pesu ente'l fierro y el siliciu ta ente 1,05 y 1,27, mentantu que nel Sol ye d'alredor de 1,8[25].

Carauterístiques de la superficie editar

 
Una llende clara separta'l terrenu antiguu y escuru de Nicholson Regio del más xoven, claru y finamente estriáu terrenu de Harpagia Sulcus.
 
Imaxe colloreada del hemisferiu non dominante de Ganimedes, obtenida pola sonda Galileo.[27]. Los rayos prominentes del carter Tashmetum pueden na parte inferior derecha, y el campu d'ejecta de Hershef na superior derecha. Abaxu a la izquierda puede vese parte de Nicholson Regio, una zona escura del planeta, y la so llende, arriba a la mandrecha, con Harpagia Sulcus.

La superficie de Ganimedes tien un albedu d'aproximao'l 43%[28]. El xelu acuosu parez tar presente per ende na superficie, y tien una fracción de masa del 50–90%,[5], enforma mayor que la que tien nel satélite tomáu como una xunidá. La espectroscopia de radiación infrarroxo 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 micrómetros[28]. El terrenu acanaláu ye más brillante que'l escuru, y predomina más nelli el xelu na so composición[29]. 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[30][5].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[31][32], unes sales que podríen orixinase nel océanu soterrañu del interior del satélite[32].

L'albedu de la superficie de Ganimedes ye perasimétricu; l'hemisferiu dominante ye más brillante que'l otru, neto qu'asocede n'Europa, pero al contrariu de lo que pasa en Calistu[28]. L'hemisferiu non dominante, amás, parez ser más rico en dióxidu d'azufre[33][34]. La distribución del dióxidu de carbonu nun demuestra asimetría ente los hemisferios, magar que nun s'alcuentra esti cerca de los polos[30][35]. Los cráteres d'impautu, 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[35].

La superficie de Ganimedes ye un amiestu de dos tipos de terrenu: rexones de color escuru, pervieyes y con munchos cráteres d'impautu, 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, contién arcilles y materiales orgánicos que pueden axudanos a conocer la composición de los impactadores a partir de los que crecieron los satélites xupiterinos[36].

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[5]. Piénsase que'l criovolcanismu tien desempeñao un papel menor, si ye que tuvo dalgunu, na so formación[5]. 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[5] [37]. 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[38][5]. La formación d'esi terrenu acanaláu podría tar rellacionada tamién cola formación temprana del nucleu 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[5]. Nun momentu posterior, plumes d'agua caliente podríen tener ascendío de les profundidaes del nucleu hasta la superficie, provocando la deformación tectónica de la litosfera[39]. El calentamientu radioxénicu nel interior del satélite ye la fonte de calor más importante del satélite, y contribúi, por exemplu, a determinar la fondura 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 que'l calentamientu radioxénicu[40].

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'impautos, y la so orografía evolucionó principalmente al traviés de les consecuencies d'esos impautos[5]. El terrenu rugosu y claru tien munchos menos impautos, y estos tuvieron namái una importancia menor na so evolución tectónica[5]. 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[41]. Si la hipótesis ye correuta, la mayoría de los impautos 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 impautu. Los cráteres antiguos que la so güelga ya desapaeció dexen namái una sombra, conocida como palimpsestu astronómicu. [24].

Un fitu destacáu de la superficie ganimedina ye una llanada oscura nomada Galileo Regio. Nella pueden vese series d'engurries concéntriques del terrenu, quiciás resultáu d'un periodu d'actividá xeolóxica[42].

Ganimedes tien tamién casquetes polares, compuestos d'agua xelao, que s'estienden hasta los 40º de llatitú[31] y foron vistos per primer vegada poles sondes Voyager. Les teoríes que tenten desplicar la formación de los casquetes inclúin les que los atribúin a la migración de l'agua a rexones de mayor llatitú y les que creen que son consecuencia del bombardéu del xelu por plasma. Los datos de la sonda Galileo suxeren que la segunda teoría ye la correuta[43]. La presencia d'un campu magnéticu en Ganimedes tien como resultáu que'l bombardéu de la so superficie por partícules cargadas seya más intensu nes rexones polares desprotexíes. La erosión que provoca esi procesu conduz a una redistribución de les molécules d'agua, que fai migrar a les árees más fríes del terrenu polar al agua xelao[43].

El puntu de referencia pa midir la llonxitú en Ganimedes ye'l cráter Anat que, por definición, allúgase a 128º de llonxitú[44]. El puntu de llonxitú 0º afronta direutamente a Xúpiter, y a menos que se diga lo contrariu la llonxitú aumenta hacia l'oeste[45].

Estructura interna editar

Ganimedes parez ser un cuerpo celeste diferenciáu, con una estructura interna formada por un nucleu de fierro y sulfuru de fierro, un mantu de silicatos y capes esternes d'agua xelao y agua líquido[5][46]. El gordor precisu de les diferentes capes nel interior de Ganimedes nun se conoz: la estimación depende de la composición que supongamos pa les fracciones d'olivina y piroxenu de la capa de silicatos y de la cantidá d'azufre del nucleu[25][46][47]. Ganimedes tien el menor factor de momentu d'inercia de tolos oxetos celestes sólidos del Sistema Solar (0,31)[5], como consecuencia del so abondante conteníu n'agua y de la esistencia d'una estructura interna completamente diferenciada.

Océanos superficiales editar

 
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 contautu direutu con elli, el mantu rocosu[5][11]{[46][48][49]. 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 efeutos del sal, suxere que Ganimedes podría tener delles capes oceániques d'agua líquido separtaes por capes de xelu, cola capa más profunda en contautu direutu col mantu rocosu[11][50] [51][52]. La esistencia d'esi contautu direutu ente la roca y l'agua líquido podría ser un factor importante nel orixe de la vida[11]. Esti análisis tamién indica que les grandes profundidaes a les que s'alcuentren estes capes líquides (el mantu rocosu ta a 800 km de fondura) supón que la temperatura nel océanu más inferior, el que ta en contautu 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[10][52][53][54].

Hai delles especulaciones, nel ámbitu científicu, sobre l'habitabilidá potencial del océanu ganimedín[49][55].

Nucleu editar

La esistencia d'un nucleu líquidu y ricu en fierro y níquel desplica la esistencia d'un campu magnéticu en Ganimedes, que la so esistencia oxetivola la sonda Galileo[56]. La convección del fierro líquidu, que tien una alta conductividá llétrica, ye la esplicación más razonable de la formación d'esi campu magnéticu[57]. La densidá del nucleu ye de 5-5,6g/cm³, y la del mantu de silicatos de 3,4-3,6g/cm³[25][46][47]. El radiu del nucleu podría ser d'unos 500 km; la so temperatura alcanzaría probablemente los 1500-1700 graos Kelvin, y la presión nelli hasta los 10 Pxigapascales (99.000 atmósferes)[46][56]. [56].

Atmósfera ya ionosfera editar

En 1972 un equipu d'astrónomos indios, británicos ya estauxunidenses que trabayaben en Xava (Indonesia) y Kavalur (India) afirmaron tener detectao una delgada atmósfera demientres una ocultación, cuando Ganimedes y Xúpiter pasaben per delantre d'una estrella[58], y estimaron que la presión na superficie sería d'alredor de 0,1 pascales[58]. Por embargu, en 1979, la sonda Voyager observó una ocultación de la estrella Kappa Centauri demientres el so vuelu sobro Xúpiter, con resultaos desemeyaos[59]. Les midiciones de la ocultación realizáronse nel espectru ultravioleta llonxanu a llonxitues d'onda de menos de 200 nanómetros, que son muncho más sensibles a la presencia de gases que les midiciones de 1972, feches nel espectru de lluz visible. Los datos de la Voyager nun amosaron la presencia d'atmósfera denguna. La llende superior de la densidá numbérica de les partícules de la superficie foi de 1,5 x 10⁹ cm−3, lo que correspuende con una presión superficial de menos de 2,5 micropascales[59], un valor que ye cuasimente cinco órdenes de magnitú inferior a la estimación de 1972[59].

 
Mapa colloreáu de temperatures de Ganimedes.

Pese 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[60][61]. 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 impautu d'electrones, lo que representa la evidencia d'una atmósfera neutra significativa compuesta principalmente por molécules de O2. La so densidá numbérica na superficie probablemente ta nel rangu de (1,2–7)×10⁸ cm−3, lo que correspuende con una presión na superficie de 0,2-1,2 micropascales[60]. 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[61].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 llinies de campu abiertes y zarraes de la magnetosfera ganimedina(ver más abaxu)[62]. Les manches son, probablemente, aurores secundaries a la precipitación de plasma a lo llargo de les llinies de campu abiertes[63].

La esistencia d'una atmósfera neutra implica que tien d'haber una ionosfera, porque les molécules d'oxíxenu son ionizaes pol impautu d'electrones de la magnetosfera[64] y pola radiación ultravioleta estrema solar[65]. 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[65]. La densidá d'electrones cerca de la superficie estímase, según diferentes estudios, ente 400 y 2.500 cm−3.[65].

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[66]. 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 fondura de les bandes d'absorción diatómica depende más de la llonxitú y la llatitú que del albedu de la superficie, y tiende a ser menor cuando aumenta la llatitú, al contrariu de lo qu'asocede col ozonu[67]. 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[68].

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[69]. 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 10⁴ cm−3[70].

Magnetosfera editar

 
Campu magnéticu de Ganimedes, que ta incrustáu na magnetosfera de Xúpiter. Les llinies de campu zarráu tán marcaes en color verde.

La sonda Galileo sobrevoló seis veces a baxa altura Ganimedes ente los años 1995-2000 (vuelos G1, G2, G7, G8, G28 y G29)[57], y descubrió que'l satélite tien un momentu magnéticu intrínsecu permanente ya independiente del campu magnéticu de Xúpiter[71]. El valor d'esi momentu ye de 1,3 × 1013 Tesla x m³[57], un valor trés veces mayor que'l momentu magnéticu de Mercuriu. El dipolu magnéticu ta inclináu 176º con respectu al exe rotacional de Ganimedes, lo que significa que ta dirixíu contra'l momentu magnéticu xupiterinu[57]. El so polu norte queda perbaxu del planu orbital. El campu magnéticu dipolar creáu por esti momentu permanente tien una fuercia de 719 ± 2 nT nel ecuador de Ganimedes[57], mentantu que la fuercia del xupiterinu a esa distancia a la que s'alcuentra Ganimedes ye de alredor de 120 nT[71]. El campu ecuatorial de Ganimedes ta dirixíu contra'l campu xupiterinu, lo que quier dicir que la reconexión magnética ye posible. La fuercia intrínseca del campu magnéticu nos polos ye'l doble de la que tien nel ecuador, unos 1440 nT[57].

El momentu magnéticu permanente modifica una parte del espaciu qu'arrodia a Ganimedes, creando una pequeña magnetosfera que s'incrusta dientru de la de Xúpiter; ye l'únicu satélite del Sistema Solar que la tien[71]. El so diámetru ye de 4–5 RG (RG, radiu de Ganimedes = 2.631,2 km)[72]. La magnetosfera ganimedina tien una rexón de llinies de campu zarraes asitiada perbaxu de los 30º de llatitú. Nella queden atrapaes les partícules con carga (iones ya electrones), que formen una especie de cinturón de radiación[72]. Los iones más abondantes na magnetosfera son los d'oxíxenu con carga positiva simple —O+[65]—, lo que concuerda cola esistencia d'una atmósfera feble con oxíxenu. Nes rexones polares, a llatitúes superiores a los 30º, les llinies del campu magnéticu son abiertes, coneutando Ganimedes cola ionosfera xupiterina[72]. Neses fasteres tienen detectaose iones ya electrones con muncha carga (decenes y cientos de kiloelectronvoltios[64]), que quiciás seyan los responsables de les aurores observaes alredor de los polos de Ganimedes[62]. Arriendes d'ello, iones pesaos precipiten continuamente sobro la superficie polar del satélite, vaporizándose sobro'l xelu de la rexón y escureciéndolu[64].

 
Los movimientos nel cinturón d'aurores de Ganimedes pueden ser un niciu de la presencia d'un océanu salinu soterrañu.

La interacción ente la magnetosfera ganimedina y el plasma de Xúpiter ye, en munchos aspectos, similar a la que se produz ente'l vientu solar y la magnetosfera de la Tierra[72][73]. El plasma, que corrota con Xúpiter, afecta a la cara non dominante de la magnetosfera ganimedina de forma asemayada a cómo afecta'l vientu solar a la magnetosfera terrestre. La principal diferencia ye la velocidá del plasma, que ye supersónica na Tierra y subsónica en Ganimedes. Al ser subsónicu'l fluxu, nun hai arcos de choque fuera del hemisferiu non dominante de Ganimedes[73].

Ganimedes tien, amás d'esti momentu magnéticu intrínsecu, un campu magnéticu dipolar inducíu[57]. La so esistencia rellacionase cola variación del campu magnéticu xupiterinu cerca de Ganimedes. El momentu inducíu ta dirixíu radialmente hacia o desde Xúpiter, siguiendo la direición de la parte variable del campu magnéticu planetariu. El momentu magnéticu inducíu ye d'un orde de magnitú menor que'l intrínsecu. La fuercia de campu del campu inducíu nel ecuador magnéticu de Ganimedes ye d'alredor de 60 nT, esto ye, la mitá del campu xupiterinu ambiental[57]. El campu magnéticu inducíu ganimedín ye similar al de Calistu y Europa, lo que refuercia la idea de que Ganimedes tien un océanu soterrañu con alta conductividá llétrica[57].

Ganimedes ye un cuerpu celeste completamente diferenciáu y con un nucleu metálicu[5][56]. Poro, el so campu magnéticu intrínsecu xenérase, probablemente, de forma asemeyada al de la Tierra: como resultáu del movimientu nel so interior de material conductor[57][56]. Si pensamos qu'esi campu magnéticu ye'l resultáu de procesos de magnetoconvección[57][74], ye probable que seya'l resultáu de procesos de convección composicional nel nucleu del satélite[56].

Pesie al fechu de tener un nucleu de fierro la esistencia de magnetosfera en Ganimedes sigue siendo enigmática, porque otros cuerpos celestes con nucleu ferrosu nun la tienen[5]. Delles investigaciones suxeren que, pol so tamañu relativamente pequeñu, el nucleu tendría d'habese enfriáu hasta'l puntu nel que'l fluíu cuaya, lo que nun permitiría qu'esistiera un campu magnéticu. Una esplicación suxere que les mesmes resonancies orbitales que causen les alteraciones de la superficie ganimedina son responsables tamién de la persistencia del so campu magnéticu: el calentamientu de marea aumenta demientres eses resonancies, reduciendo'l fluxu de calor dende'l nucleu y permitiendo qu'esti siga siendo fluíu y convectivu[38]. Otra posibilidad sostién que'l campu débese a la magnetización residual de les roques de silicatu del mantu, daqué que ye posible si el satélite tuviera un campu xeneráu por magnetoconvección más importante nel pasáu[5].

Orixe y evolución editar

Piénsase que l'orixe de Ganimedes ye'l resultáu d'un acrecimientu na subnebulosa de Xúpiter, un discu de gas y polvu qu'arrodiaba esti planeta dempués de la so formación[75]. L'acrecimientu pudiera tener durao 10.000 años[76], muncho menos que los 100.000 años que se cree que tardó en formase Calistu. La subnebulosa xupiterina podría haber tenido una escasez relativa de gas na época de la formación de los satélites galileanos, lo que esplica'l llargu tiempu d'acreción de Calistu[75]. Ganimedes formóse más averáu a Xúpiter, aú la subnebulosa yera más densa, lo qu'esplica que se formara nún tiempu muncho más menguáu[76]. Esti procesu rápidu de formación evitó qu'escapara'l calor acrecional, lo que favoreció la disolución del xelu y la diferenciación planetaria: el separtamientu de les roques y el xelu. Les roques asitiáronse nel centru, formando'l nucleu. Calisto, pela so banda, fracasó aparentemente nesi procesu de desxelu y diferenciación pola perda d'esi calor acrecional demientres so llargu procesu de formación[77]. Esta hipótesis esplica por qué les dos llunes xupiterines son, pese a la so masa y composición asemeyaes, tan diferentes[48][77]. Les teoríes alternatives espliquen el mayor gráu de calentamientu internu de Ganimedes por la flexión de marea[78] o por tener sufrío un bombardéu más intensu por impactores nel periodu del Bombardéu intensu tardíu (fai 4,1-3,8 xigaaños)[79][80] [81][82]. Nesti últimu casu los modelos teóricos suxeren que la diferenciación convertiríase nún procesu autoalimentáu en Ganimedes, pero non en Calistu[81][82].

Tres de la so formación, el nucleu ganimedín retuvo por llargu tiempu el calor acumuláu demientres el procesu d'acreción y diferenciación, tresfiriéndolu mui seliquino al mantu de xelu[77], que lu tresfería a su vez a la superficie por convección[48]. La descomposición de los elementos radiactivos dientro del mantu rocosu caleció más el nucleu, acentuando los procesos de diferenciación: formáronse un nucleu internu de sulfuru de fierro y un mantu de roques con silicatos[56][77]. Asina, Ganimedes convirtióse nún cuerpu celeste completamente diferenciáu. En Calistu, por embargu, el calor radiactivu d'esti cuerpu celeste indiferenciáu provocó convección nel so interior xeláu, enfriándolo y evitando el desxelu a gran escala del xelu y la rápida diferenciación[83].Los movimientos convectivos nun permitieron namái qu'un separtamientu parcial de les roques y el xelu nel interior de Calistu[83]. Anguaño, Ganimedes sigue enfriándose poco a poco[56]: el calor desprendíu del so nucleu de fierro y silicatos permite qu'exista l'océanu soterrañu[26], mentantu que'l enfriamientu sele del nucleu de fierro y sulfuru de fierro líquidos provoca convección y permite la xeneración del campu magnéticu[56]. El fluxu térmicu de Ganimedes hacia l'espaciu ye, anguaño, probablemente mayor en Ganimedes qu'en Calistu[77].

Esploración editar

 
Ganimedes vistu dende la Pioneer 10 (1973).

Delles sondes orbitales que pasaron cerca de Xúpiter o orbitaben esti planeta esploraron Ganimedes, llegando a sobrevolalu cuatro veces, na década de 1970, y munches otres pasaron-y cerca nes décades de 1990 y 2000.

- La sonda Pioneer 10 acercose a elli en 1973 y la Pioneer 11 en 1974[84], unviando información sobro esti satélite. Esta incluyía datos que permitieron una determinación más específica de les sos carauterístiques físiques. La distancia más averada a Ganimedes a la que tuvo la sonda Pioneer 10 foi a 446.250 km[85].
- Les sondes Voyager 1 y Voyager 2 foron les siguientes, y pasaron cerca de Ganimedes en 1979. Los datos qu'unviaron permitieron afinar sobro'l so tamañu, oxetivando que yera más grande que Titán, la lluna de Saturnu que creyíase que yera mayor[86]. Estes sondes permitieron ver tamién les fasteres de terrenu acanaláu de la superficie ganimedina[87].
- En 1995 la sonda Galileo entró n'órbita alredor de Xúpiter, y ente 1996 y 2000 sobrevoló seis veces Ganimedes pa esploralu[31]. Los sobrevuelos ganimedinos recibieron los nomes de G1, G2, G7, G8, G28 y G29.[57]. Nel vuelu G1, en 1996, descubriose'l campu magnéticu ganimedín[88], mentantu que'l descubrimientu del océanu soterrañu anunciose en 2001[57][31]. Galileo tresmitió una gran cantidá d'imáxenes espectrales, y descubrió dellos componentes non xelaos na superficie ganimedina[30]. Les observaciones más recientes del satélite fízoles la sonda New Horizons, que rexistró mapes topográficos y de composición de Ganimedes ya Europa demientres el so sobrevuelu de Xúpiter, camín de Plutón, en 2007[89][90].

Referencies editar

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Afirmao en: Store norske leksikon. Identificador Store norske leksikon: Ganymedes_-_måne. Llingua de la obra o nome: noruegu. Data de consulta: 4 agostu 2023. ISSN: 2464-1480.
  2. ↑ NASA. «Jupiter's Moons». Consultáu'l 13 marzu 2024.
  3. ↑ URL de la referencia: https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. Data de consulta: 5 setiembre 2020.
  4. ↑ URL de la referencia: https://web.archive.org/web/20061003013845/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/20675/1/98-1725.pdf.
  5. ↑ 5,00 5,01 5,02 5,03 5,04 5,05 5,06 5,07 5,08 5,09 5,10 5,11 5,12 5,13 5,14 5,15 5,16 Showman, Adam P. (1999). «The Galilean Satellites». Science 286 (5437):  páxs. 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf. 
  6. ↑ «Ganymede Fact Sheet». www2.jpl.nasa.gov. Consultáu'l 5 de febreru de 2017.
  7. ↑ Arnett, B. (1997). Ganymede. nineplanets.org.
  8. ↑ Chang, K. (2015). Suddenly, It Seems, Water Is Everywhere in Solar System. nytimes.com.
  9. ↑ Russia Today (2015). Jupiter moon Ganymede could have ocean with more water than Earth - NASA. rt.com.
  10. ↑ 10,0 10,1 NASA (12 de marzu de 2015). «NASA's Hubble Observations Suggest Underground Ocean on Jupiter's Largest Moon». Consultáu'l 5 de febreru de 2017.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 Clavin, W. (1 de mayu de 2014). «Ganymede May Harbor 'Club Sandwich' of Oceans and Ice». Jet Propulsion Laboratory (NASA). http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-138. Consultáu'l 5 de febreru de 2017. 
  12. ↑ Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999). The Galilean Satellites. Science 286 (5437): páxs. 77-84.
  13. ↑ Kivelson, M.G. y otros (2002). The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede. Icarus 157 (2): páxs. 507-522.
  14. ↑ Hall, D.T. y otros (1998). The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede. The Astrophysical Journal 499 (1):páxs. 475-481.
  15. ↑ Eviatar, A. y otros (2001). The ionosphere of Ganymede. Planetary and Space Science 49 (3-4): páxs. 327-336.
  16. ↑ Galileo Project. Satellites of Jupiter. galileo.rice.edu.
  17. ↑ Amos, J. (2012). Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter. bbc.com.
  18. ↑ «Jupiter's Moons». The Planetary Society. Archiváu dende l'orixinal, el 2007-12-31.
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 Musotto, Susanna (2002). «Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites». Icarus 159 (2):  páxs. 500–504. doi:10.1006/icar.2002.6939. Bibcode: 2002Icar..159..500M. 
  20. ↑ Bills, Bruce G. (2005). «Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter». Icarus 175 (1):  páxs. 233–247. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. Bibcode: 2005Icar..175..233B. 
  21. ↑ Phillips, Cynthia (3 October 2002). «High Tide on Europa». SPACE.com. Archiváu dende l'orixinal, el 17-10-2002.
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 Showman, Adam P. (1997). «Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede» (PDF). Icarus 127 (1):  páxs. 93–111. doi:10.1006/icar.1996.5669. Bibcode: 1997Icar..127...93S. http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1997.pdf. 
  23. ↑ Peale, S.J. (2002). «A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites». Science 298 (5593):  páxs. 593–597. doi:10.1126/science.1076557. PMID 12386333. Bibcode: 2002Sci...298..593P. 
  24. ↑ 24,0 24,1 «Ganymede». nineplanets.org (31 October 1997). Consultáu'l 17 de febreru de 2017.
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 25,4 Kuskov, O.L. (2005). «Internal structure of Europa and Callisto». Icarus 177 (2):  páxs. 550–369. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. Bibcode: 2005Icar..177..550K. 
  26. ↑ 26,0 26,1 Spohn, T. (2003). «Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?» (PDF). Icarus 161 (2):  páxs. 456–467. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Bibcode: 2003Icar..161..456S. http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf. 
  27. ↑ «Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse». Spaceflight Now. Consultáu'l 17 de febreru de 2017.
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 Calvin, Wendy M. (1995). «Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary». J.of Geophys. Res. 100 (E9):  páxs. 19,041–19,048. doi:10.1029/94JE03349. Bibcode: 1995JGR...10019041C. 
  29. ↑ «Ganymede: the Giant Moon». Wayne RESA. Archiváu dende l'orixinal, el 2007-12-02. Consultáu'l 17 de febreru de 2017.
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 McCord, T.B. (1998). «Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation». J. Of Geophys. Res. 103 (E4):  páxs. 8,603–8,626. doi:10.1029/98JE00788. Bibcode: 1998JGR...103.8603M. 
  31. ↑ 31,0 31,1 31,2 31,3 Miller, Ron; Hartmann, William K. (May 2005). The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System, páx. 108–114. ISBN 0-7611-3547-2.
  32. ↑ 32,0 32,1 McCord, Thomas B. (2001). «Hydrated Salt Minerals on Ganymede's Surface: Evidence of an Ocean Below». Science 292 (5521):  páxs. 1523–1525. doi:10.1126/science.1059916. PMID 11375486. Bibcode: 2001Sci...292.1523M. 
  33. ↑ Domingue, Deborah (1996). «Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites». Bulletin of the American Astronomical Society 28:  p. 1070. Bibcode: 1996DPS....28.0404D. 
  34. ↑ Domingue, Deborah L. (1998). «IEU's detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability». Geophys. Res. Lett. 25 (16):  páxs. 3,117–3,120. doi:10.1029/98GL02386. Bibcode: 1998GeoRL..25.3117D. 
  35. ↑ 35,0 35,1 Hibbitts, C.A. (2003). «Carbon dioxide on Ganymede». J.of Geophys. Res. 108 (E5):  páxs. 5,036. doi:10.1029/2002JE001956. Bibcode: 2003JGRE..108.5036H. 
  36. ↑ Pappalardo, R.T. (2001). «The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXII:  p. 4062. Bibcode: 2001iaop.work...62P. http://www.lpi.usra.edu/meetings/outerplanets2001/pdf/4065.pdf. 
  37. ↑ Showman, Adam P. (1997). «Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede» (PDF). Icarus 129 (2):  páxs. 367–383. doi:10.1006/icar.1997.5778. Bibcode: 1997Icar..129..367S. http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-etal-1997.pdf. 
  38. ↑ 38,0 38,1 Bland (March 2007). «Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation» (PDF). Lunar and Planetary Society Conference 38:  p. 2020. Bibcode: 2007LPI....38.2020B. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2020.pdf. 
  39. ↑ Barr, A.C. (2001). «Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology» (PDF). Lunar and Planetary Science Conference 32:  p. 1781. Bibcode: 2001LPI....32.1781B. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1781.pdf. 
  40. ↑ Huffmann, H. (2004). «Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede» (PDF). Geophysical Research Abstracts 6. http://www.cosis.net/abstracts/EGU04/05114/EGU04-J-05114.pdf. 
  41. ↑ Zahnle, K. (1998). «Cratering Rates on the Galilean Satellites» (PDF). Icarus 136 (2):  páxs. 202–222. doi:10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. Bibcode: 1998Icar..136..202Z. http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf. 
  42. ↑ Casacchia, R. (1984). «Geologic evolution of Galileo Regio». Journal of Geophysical Research 89:  páxs. B419–B428. doi:10.1029/JB089iS02p0B419. Bibcode: 1984LPSC...14..419C. 
  43. ↑ 43,0 43,1 Khurana, Krishan K. (2007). «The origin of Ganymede's polar caps». Icarus 191 (1):  páxs. 193–202. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.022. Bibcode: 2007Icar..191..193K. 
  44. ↑ «USGS Astrogeology: Rotation and pole position for planetary satellites (IAU WGCCRE)».
  45. ↑ «Planetary Names: Target Coordinate Systems». International Astronomical Union.
  46. ↑ 46,0 46,1 46,2 46,3 46,4 Sohl, F. (2002). «Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites». Icarus 157 (1):  páxs. 104–119. doi:10.1006/icar.2002.6828. Bibcode: 2002Icar..157..104S. 
  47. ↑ 47,0 47,1 Kuskov, O.L. (2005). «Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter» (PDF). European Geosciences Union 7:  p. 01892. Bibcode: 2010aogs...19..365K. http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/01892/EGU05-J-01892.pdf. 
  48. ↑ 48,0 48,1 48,2 Freeman, J. (2006). «Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto» (PDF). Planetary and Space Science 54 (1):  páxs. 2–14. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Bibcode: 2006P&SS...54....2F. http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf. 
  49. ↑ 49,0 49,1 «Underground ocean on Jupiter's largest moon». EarthSky (March 15, 2015). Consultáu'l 17 de febreru de 2017.
  50. ↑ Vance, Steve (12 April 2014). «Ganymede's internal structure including thermodynamics of magnesium sulfate oceans in contact with ice». Planetary and Space Science 96:  páxs. 62–70. doi:10.1016/j.pss.2014.03.011. Bibcode: 2014P&SS...96...62V. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0032063314000695. Consultáu'l 17 de febreru de 2017. 
  51. ↑ Staff (1 May 2014). «Videu (00:51) - Jupiter's 'Club Sandwich' Moon». NASA. Consultáu'l 17 de febreru de 2017.
  52. ↑ 52,0 52,1 «Hubble observations suggest underground ocean on Jupiter's largest moon Ganymede». PhysOrg. 12 March 2015. http://phys.org/news/2015-03-hubble-underground-ocean-jupiter-largest.html. Consultáu'l 17 de febreru de 2017. 
  53. ↑ http://www.sciencedaily.com/releases/2015/03/150312112112.htm
  54. ↑ «The Search for a Subsurface Ocean in Ganymede with Hubble Space Telescope Observations of its Auroral Ovals». Journal of Geophysical Research: Space Physics 120:  páxs. 1715–1737. 2015. doi:10.1002/2014JA020778. 
  55. ↑ Griffin, Andrew (March 13, 2015). «Ganymede oceans on Jupiter's moon could have been home to alien life». The Independent. Consultáu'l 17 de febreru de 2017.
  56. ↑ 56,0 56,1 56,2 56,3 56,4 56,5 56,6 56,7 56,8 Hauck, Steven A. (2006). «Sulfur's impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede» (PDF). J. Of Geophys. Res. 111 (E9):  páxs. E09008. doi:10.1029/2005JE002557. Bibcode: 2006JGRE..11109008H. http://geology.case.edu/~hauck/papers/hauck_jgr_2006.pdf. 
  57. ↑ 57,00 57,01 57,02 57,03 57,04 57,05 57,06 57,07 57,08 57,09 57,10 57,11 57,12 Kivelson, M.G. (2002). «The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede» (PDF). Icarus 157 (2):  páxs. 507–522. doi:10.1006/icar.2002.6834. Bibcode: 2002Icar..157..507K. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS1572507.pdf. 
  58. ↑ 58,0 58,1 Carlson, R.W. (1973). «Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972». Science 182 (4107):  páxs. 53–5. doi:10.1126/science.182.4107.53. PMID 17829812. Bibcode: 1973Sci...182...53C. http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/17829812. 
  59. ↑ 59,0 59,1 59,2 Broadfoot, A.L. (1981). «Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter» (PDF). Journal of Geophysical Research 86:  páxs. 8259–8284. doi:10.1029/JA086iA10p08259. Bibcode: 1981JGR....86.8259B. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1981_Overview_Voyager.pdf. 
  60. ↑ 60,0 60,1 Hall, D.T. (1998). «The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede». The Astrophysical Journal 499 (1):  páxs. 475–481. doi:10.1086/305604. Bibcode: 1998ApJ...499..475H. 
  61. ↑ 61,0 61,1 «Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede». Jet Propulsion Laboratory. NASA (1996-10-23). Archiváu dende l'orixinal, el 2009-05-04. Consultáu'l 17 de febreru de 2017.
  62. ↑ 62,0 62,1 Feldman, Paul D. (2000). «HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede». The Astrophysical Journal 535 (2):  páxs. 1085–1090. doi:10.1086/308889. Bibcode: 2000ApJ...535.1085F. 
  63. ↑ Johnson, R.E. (1997). «Polar "Caps" on Ganymede and Io Revisited». Icarus 128 (2):  páxs. 469–471. doi:10.1006/icar.1997.5746. Bibcode: 1997Icar..128..469J. 
  64. ↑ 64,0 64,1 64,2 Paranicas, C. (1999). «Energetic particles observations near Ganymede». J.of Geophys. Res. 104 (A8):  páxs. 17,459–17,469. doi:10.1029/1999JA900199. Bibcode: 1999JGR...10417459P. 
  65. ↑ 65,0 65,1 65,2 65,3 Eviatar, Aharon (2001). «The ionosphere of Ganymede» (ps). Planet. Space Sci. 49 (3–4):  páxs. 327–336. doi:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. Bibcode: 2001P&SS...49..327E. http://www.tau.ac.il/~arkee/ganymop.ps. 
  66. ↑ Noll, Keith S. (July 1996). «Detection of Ozone on Ganymede». Science 273 (5273):  páxs. 341–343. doi:10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517. Bibcode: 1996Sci...273..341N. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/273/5273/341. Consultáu'l 17 de febreru de 2017. 
  67. ↑ Calvin, Wendy M. (December 1997). «Latitudinal Distribution of O2 on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope». Icarus 130 (2):  páxs. 505–516. doi:10.1006/icar.1997.5842. Bibcode: 1997Icar..130..505C. 
  68. ↑ Vidal, R. A. (1997). «Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies». Science 276 (5320):  páxs. 1839–1842. doi:10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525. Bibcode: 1997Sci...276.1839V. 
  69. ↑ Brown, Michael E. (1997). «A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede». Icarus 126 (1):  páxs. 236–238. doi:10.1006/icar.1996.5675. Bibcode: 1997Icar..126..236B. 
  70. ↑ Barth, C.A. (1997). «Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede». Geophys. Res. Lett. 24 (17):  páxs. 2147–2150. doi:10.1029/97GL01927. Bibcode: 1997GeoRL..24.2147B. 
  71. ↑ 71,0 71,1 71,2 Kivelson, M.G. (1997). «The magnetic field and magnetosphere of Ganymede» (PDF). Geophys. Res. Lett. 24 (17):  páxs. 2155–2158. doi:10.1029/97GL02201. Bibcode: 1997GeoRL..24.2155K. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/97GL02201.pdf. 
  72. ↑ 72,0 72,1 72,2 72,3 Kivelson, M.G. (1998). «Ganymede's magnetosphere: magnetometer overview» (PDF). J.of Geophys. Res. 103 (E9):  páxs. 19,963–19,972. doi:10.1029/98JE00227. Bibcode: 1998JGR...10319963K. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/98JE00227.pdf. 
  73. ↑ 73,0 73,1 Volwerk, M. (1999). «Probing Ganymede's magnetosphere with field line resonances» (PDF). J.of Geophys. Res. 104 (A7):  páxs. 14,729–14,738. doi:10.1029/1999JA900161. Bibcode: 1999JGR...10414729V. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/1999JA900161.pdf. 
  74. ↑ Hauck, Steven A. (2002). «Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede» (PDF). Lunar and Planetary Science XXXIII:  p. 1380. Bibcode: 2002LPI....33.1380H. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1380.pdf. 
  75. ↑ 75,0 75,1 Canup, Robin M. (2002). «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion» (PDF). The Astronomical Journal 124 (6):  páxs. 3404–3423. doi:10.1086/344684. Bibcode: 2002AJ....124.3404C. http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf. 
  76. ↑ 76,0 76,1 Mosqueira, Ignacio (2003). «Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites». Icarus 163 (1):  páxs. 198–231. doi:10.1016/S0019-1035(03)00076-9. Bibcode: 2003Icar..163..198M. 
  77. ↑ 77,0 77,1 77,2 77,3 77,4 McKinnon, William B. (2006). «On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto». Icarus 183 (2):  páxs. 435–450. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. Bibcode: 2006Icar..183..435M. 
  78. ↑ Showman, A. P. (March 1997). «Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede». Elsevier 127 (1):  páxs. 93–111. doi:10.1006/icar.1996.5669. Bibcode: 1997Icar..127...93S. 
  79. ↑ Baldwin, E. (2010-01-25). «Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy». Astronomy Now. Consultáu'l 19 de febreru de 2017.
  80. ↑ «Researchers offer explanation for the differences between Ganymede and Callisto moons» (2010-01-24). Consultáu'l 19 de febreru de 2017.
  81. ↑ 81,0 81,1 «Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment» (PDF). 
  82. ↑ 82,0 82,1 Barr, A. C. (2010-01-24). Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment. 3.  páxs. 164–167. doi:10.1038/NGEO746. Bibcode: 2010NatGe...3..164B. http://www.nature.com/ngeo/journal/v3/n3/abs/ngeo746.html. Consultáu'l 19 de febreru de 2017. 
  83. ↑ 83,0 83,1 Nagel, K.A (2004). «A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto». Icarus 169 (2):  páxs. 402–412. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. Bibcode: 2004Icar..169..402N. 
  84. ↑ «Pioneer 11». Solar System Exploration. Archiváu dende l'orixinal, el 2011-09-02. Consultáu'l 19 de febreru de 2017.
  85. ↑ «Pioneer 10 Full Mission Timeline». D Muller.
  86. ↑ «Voyager 1 and 2». ThinkQuest. Archiváu dende l'orixinal, el 2007-12-26. Consultáu'l 19 de febreru de 2017.
  87. ↑ «The Voyager Planetary Mission». Views of the Solar System. Consultáu'l 19 de febreru de 2017.
  88. ↑ «New Discoveries From Galileo». Jet Propulsion Laboratory. Consultáu'l 19 de febreru de 2017.
  89. ↑ «Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter». Space Daily. Consultáu'l 19 de febreru de 2017.
  90. ↑ Grundy, W.M. (2007). «New Horizons Mapping of Europa and Ganymede». Science 318 (5848):  páxs. 234–237. doi:10.1126/science.1147623. PMID 17932288. Bibcode: 2007Sci...318..234G. 
Sacáu de «https://ast.wikipedia.org/w/index.php?title=Ganimedes_(lluna)&oldid=4175180»