|
Ganymedes (měsíc)
Ganymedes (též Ganymed nebo z angl. Ganymede[8]) je největší Jupiterův měsíc a současně i největší měsíc ve Sluneční soustavě (těsně před Titanem). Společně s Io, Europou a Callisto se řadí mezi Galileovy měsíce. Je větší než planeta Merkur, ale má přibližně jen polovičku její hmotnosti. I tak je ale nejhmotnějším měsícem ve Sluneční soustavě a je 2,01 krát hmotnější než pozemský Měsíc.[9] Ganymedes má průměr 5 262 km. Od Jupiteru je vzdálen 1,07 milionu km a jeho doba oběhu okolo planety je 7,15 pozemského dne.[10] Kdyby Ganymedes obíhal kolem Slunce místo okolo Jupitera, byl by považován za planetu.[11] Spolu s dalšími měsíci Europa a Io je Ganymedes v dráhové rezonanci v poměru 1:2:4 a vůči Jupiteru má vázanou rotaci. Ganymedův povrch je tvořen převážně silikátovými horninami a vodním ledem. Vnitřní stavba je podobně jako u planet plně vyvinuta, ve středu se nachází tekuté jádro s velkým obsahem železa. Předpokládá se, že přibližně 200 km pod povrchem Ganymedu se nachází oceán tvořený slanou tekutou vodou mezi vrstvami ledu.[12] Povrch měsíce je tvořen dvěma rozdílnými typy: tmavými oblastmi, silně posetými impaktními krátery o stáří okolo 4 miliard let, které pokrývají přibližně třetinu měsíce. Druhá část je tvořena mladšími, světlejšími oblastmi, které jsou křížem krážem protkané prasklinami a trhlinami. Na území světlejších oblastí je četnost impaktních kráterů řídká. Vznik těchto světlejších oblastí nebyl zatím přesně geologicky vysvětlen, ale předpokládá se, že je spojen s tektonickými procesy způsobovanými slapovým zahříváním.[2] Ganymedes je jediný známý měsíc ve sluneční soustavě, u kterého byla zjištěna magnetosféra, pravděpodobně tvořená konvekcí probíhající uvnitř tekutého železného jádra.[13] Slabá magnetosféra měsíce je zcela překryta silným magnetickým polem Jupiteru, se kterým je současně i spojena pomocí otevřených siločar. Ganymedes denně obdrží dávku ionizujícího záření o velikosti okolo 8 Remů.[14] Měsíc má slabou kyslíkovou atmosféru, která je tvořena molekulami O, O2 a pravděpodobně i O3.[7] Atomární vodík je v atmosféře jen menšinová složka. Není známo, zda se v atmosféře nachází i ionosféra.[15] Ganymedes objevil Galileo Galilei během svého pozorování v roce 1610,[16] ale měsíc pojmenoval jiný astronom Simon Marius dle postavy z řecké mytologie Ganyméda, který byl milencem boha Dia a číšníkem bohů.[17] Jde o jediný měsíc Jupiteru, který je pojmenován podle muže. Kolem měsíce jako první proletěla sonda Pioneer 10,[18] následovaná sondami Voyager, které upřesnily jeho velikost. Následovala mise Galileo, která objevila podzemní oceán a magnetické pole měsíce. Na rok 2020 se plánuje vyslání sondy Europa Jupiter System Mission, která bude mimo jiné zkoumat magnetická pole a podpovrchové oceány Ganymedu a Europy. Vznik a původ měsíceGanymed pravděpodobně vznikl v akrečním disku obklopujícím Jupiter krátce po jeho vzniku.[19] Odhaduje se, že akrece Ganymedu trvala okolo 10 000 let,[20] mnohem méně než 100 000 let potřebných pro vznik Callista. Je možné, že mlhovina obklopující Jupiter byla chudá na plyny v době vzniku Galileových měsíců, což by vysvětlovalo delší čas akrece v případě Callisto.[19] Jelikož Ganymed vznikal blíže k Jupiteru, kde byla mlhovina hustší, vysvětlovalo by to kratší dobu jeho vzniku ve srovnání právě s Callisto.[20] Tato relativně rychlá formace způsobila, že teplo vzniklé akrecí nestihlo vyzářit do okolí, ale soustředilo se uvnitř měsíce a přispělo k vnitřní diferenciaci oddělující od sebe horniny a led. Horniny se usadily uprostřed měsíce, což umožnilo vznik jádra. Kvůli tomu je Ganymed odlišný od Callisto, kde akrece probíhala mnohem déle, takže akreční teplo bylo vyzářeno do okolí a nedošlo u něho k roztavení hornin a diferenciaci jednotlivých vrstev.[21] Tato hypotéza je schopná vysvětlit velké rozdíly ve vzhledu dvou měsíců Jupiteru, které oba vznikly poblíž sebe.[21][22] Po zformování si Ganymed podržel teplo vzniklé akrecí a diferenciací, které jen pomalu uvolňoval do ledového pláště.[21] Teplo se v plášti šířilo konvekcí.[22] Brzy se do tepelné bilance přidalo teplo vzniklé rozpadem radioaktivních prvků, což zvýšilo teplotu jádra a přispělo k další diferenciaci, během které vzniklo železné a sulfidoželeznaté vnitřní jádro a křemičitý plášť.[21][23] Ganymed se tak stal diferenciovaným tělesem. Pro srovnání, radioaktivní rozpad a vzniklé teplo uvnitř Callisto způsobilo konvekční proudy v jeho ledové stavbě. Jelikož se pohybovaly chladným prostředím, efektivně chladly, takže nemohlo dojít k tavení ledu v globálním měřítku a tedy k vážnější diferenciaci.[24] Konvektivní pohyby na Callisto vedly jen k tomu, že se led a horniny od sebe oddělily jen místně.[24] V dnešní době přetrvává názor, že Ganymed chladne jen pozvolna.[23] Teplo z jádra a z křemičitého pláště se pomalu uvolňuje a umožňuje existenci podpovrchového oceánu,[25] kdežto pomalé chlazení tekutého Fe-FeS jádra způsobuje konvekci a umožňuje vznik magnetického pole.[23] Odhaduje se, že tepelný tok na Ganymedu je větší, než v případě Callisto.[21] V lednu 2010 byla představena další teorie vysvětlující rozdíly mezi Callisto a Ganymedem, která je založena na rozdílné četnosti dopadů těles na povrchy měsíců způsobených gravitací Jupiteru. Jelikož je Ganymed blíže k Jupiteru než Callisto, byl častěji vystaven impaktům cizích těles o vyšších rychlostech v období velkého bombardování, což podle teorie mělo způsobit roztavení povrchu Ganymedu do velké hloubky. Takto se do nižších vrstev dostalo teplo, které nemohlo rychle uniknout.[26] Fyzikální charakteristika StavbaPrůměrná hustota Ganymedu je 1,936 g/cm3, což by odpovídalo zastoupení přibližně stejného dílu hornin a vody, která je z většiny ve formě ledu.[2] Hmotnostní zlomek ledu je mezi 46 až 50 %, což je nepatrně méně než u Callista.[27] Předpokládá se, že se v ledu budou nacházet i další příměsi jako čpavek.[25][27] Přesné složení horninového pláště není známo, ale je podobné složení chondritů typu L či LL, které se od chondritů typu H liší především menším zastoupením železa, vyskytujícím se převážně ve formě oxidů a jen v malé míře ve formě železa metalického. Hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům je 1,05 až 1,27 v případě Ganymedu, naproti tomu u Slunce je tento poměr 1,8.[27] Albedo Ganymedu dosahuje 43 %.[28] Vodní led se zdá přítomný všude na povrchu s hmotnostním zastoupením 50 až 90 %,[2] což je značně více než je zastoupení ledu v rámci celého tělesa měsíce. V infračervené spektroskopii se ukazuje přítomnost silných absorpčních čar o délce 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometru odpovídající vodnímu ledu.[28] Popraskaný povrch je jasnější a obsahuje více ledu než tmavší oblasti.[29] Analýza snímků ve vysokém rozlišení, v infračerveném spektru pořízených sondou Galileo a za pomoci pozemních pozorování potvrdila přítomnost i jiných sloučenin než vody, a to oxidu uhličitého, oxidu siřičitého a pravděpodobně i dikyanu, kyseliny sírové a množství organických sloučenin.[2][30] Galileo taktéž objevil síran hořečnatý (MgSO4) a nejspíše i síran sodný (Na2SO4) na povrchu měsíce.[31][32] Objevené soli by mohly pocházet z podpovrchového oceánu.[32] Povrch Ganymedu je asymetrický, přivrácená polokoule[pozn. 5] směrem ke směru oběhu je světlejší než odvrácená,[28] což je stejné jako v případě Europy, ale opačné než u Callista.[28] Předpokládá se, že přivrácená polokoule je obohacena oxidem siřičitým.[33][34] Oproti tomu rozložení oxidu uhličitého po měsíci se zdá být symetrické, kromě oblastí pólů, kde nebyl pozorován.[30][35] Impaktní krátery na Ganymedu (vyjma jednoho) neukazují žádné známky obohacení oxidem uhličitým, které je známé z Callista. Pravděpodobně v minulosti došlo k tomu, že Ganymed své zásoby oxidu uhličitého vyčerpal.[35]  Zdá se, že Ganymed je zcela diferencovaný. Skládá se z jádra, které obsahuje sulfidy železa a železo, křemičitého pláště a vnějšího ledového pláště.[2][36] Tento model je podporován nízkou hodnotou bezrozměrného[pozn. 6] momentu setrvačnosti — 0,3105 ± 0,0028 —, která byla změřena během přeletů sondy Galileo.[2][36] Ve skutečnosti má Ganymed nejnižší moment setrvačnosti ze všech pevných těles ve sluneční soustavě. Existence tekutého, na železo bohatého jádra umožňuje vysvětlit existenci vlastního magnetického pole Ganymedu naměřeného sondou Galileo.[23] Konvekce tekutého železa, které je vysoce elektricky vodivé, je nejpřijímanější model vysvětlující vznik magnetického pole.[13]  Určení přesné tloušťky jednotlivých vrstev uvnitř Ganymedu závisí na poměru minerálů v silikátech (zastoupení olivínu a pyroxenu) a množství síry v jádře.[27][36] Odhaduje se, že vnitřní jádro má poloměr 700 až 900 kilometrů a 800 až 1000 kilometrů mocný by mohl být vnější ledový plášť, zbytek připadá na silikátový plášť.[22][23][36][37] Hustota jádra se pravděpodobně pohybuje mezi 5,5 až 6 g/cm3, silikátový plášť pak mezi 3,4 až 3,6 g/cm3.[23][27][36][37] Některé modely vysvětlující vznik magnetického pole požadují přítomnost kapalného jádra tvořeného čistým železem na místo železného jádra s vyšším poměrem síry. Poloměr takovéhoto jádra by pak mohl dosahovat až 500 kilometrů.[23] Teplota v jádře Ganymedu je pravděpodobně mezi 1500 až 1700 K a tlak dosahuje přes 10 GPa (gigapascalů, tj. 105 barů).[23][36] PovrchGanymed měl složitou geologickou historii, která vytvořila hory, údolí, krátery a toky lávy. Jeho povrch je pokryt světlými a tmavými oblastmi, které se od sebe pravděpodobně liší stářím. Tmavé oblasti jsou hustě pokryty krátery, což naznačuje, že vznikly velice dávno. Zabírají přibližně třetinu povrchu.[38] Naproti tomu světlé oblasti vykazují nižší četnost impaktních kráterů, ale pro změnu jsou protkány množstvím trhlin a prasklin. Tmavé oblasti nejspíše obsahují jíly a organické materiály, které by mohly napovědět více o tělesech, ze kterých měsíc vznikl v době akrece. Pro povrchové útvary na Ganymedu jsou vybírána jména vesměs z mytologií kultur úrodného půlměsíce od Egypta po Mezopotámii, přitom krátery mají jména bohů a hrdinů.[39] Jupiter a jeho měsíce přijmou méně než 1/30 množství slunečního záření přijímaného Zemí, Ganymed navíc v podstatě nemá atmosféru, která by teplo zachycovala. Ganymedův den je téměř 7 pozemských dní dlouhý a stejnou dobu potřebuje k vykonání oběhu okolo Jupitera, což vede k tomu, že se na povrchu pohybují teploty od 70 K do 152 K. Povrchové útvarySouvisející informace naleznete také v článku Seznam útvarů na Ganymedu.
 Tepelný mechanismus potřebný pro vznik rozpraskaného terénu povrchu Ganymedu je zatím nezodpovězená otázka planetologie. Moderní názor předpokládá, že vznikl jako projev přírodních tektonických procesů,[2] ve kterých hrál kryovulkanismus jen minimální (pokud nějakou) roli.[2] Síly, které by způsobily napětí v Ganymedově ledové litosféře, mohly pocházet z gravitační interakce s Jupiterem vedoucí ke vzniku tepla v dávné době, kdy prošel nestabilními dráhovými rezonancemi.[2][40] Gravitační pnutí na led mohlo způsobit zahřátí vnitřní části měsíce a napnout litosféru, což by vedlo k popraskání a sérii výzdvihů a poklesů částí litosféry a přetvoření až 70 % starého tmavého povrchu.[2][41] Popraskaný povrch ale mohl vzniknout taktéž procesy spojenými s formováním jádra částečně ohřívaného slapovými procesy, což by způsobilo mírné zvětšení Ganymedu o 1 až 6 % vlivem fázových změn v ledu a teplotní roztažnosti.[2] Během následného vývoje by teplá voda stoupala k povrchu od jádra ve formě plumy, což by způsobovalo nárůst tlaku a tektonické deformace litosféry.[42] Radioaktivní rozpady minerálů jsou v současnosti hlavním energetickým zdrojem tepla ovlivňující tloušťku podpovrchového oceánu. Modely naznačují, že pokud by byla výstřednost dráhy o řád větší než je nyní (jak mohlo být v minulosti) teplo získávané slapovými procesy by bylo větší než z radioaktivních rozpadů.[43] Impaktní krátery je možné pozorovat na obou typech povrchu, ale četnější jsou na tmavých částech, které byly do velké míry formovány nárazy cizích těles.[2] Světlejší popraskaný terén je krátery poset mnohem méně, takže se impakty na jeho vývoji podepsaly jen málo.[2] Četnost impaktních kráterů naznačuje, že tmavé oblasti jsou staré přibližně 4 miliardy let, což je stejně jako vrchoviny na Měsíci. Oproti tomu světlé oblasti jsou mladší, ovšem zatím není známo o kolik.[44] Ganymed mohl zažít období pozdního těžkého bombardování před 3,5 až 5 miliardami let podobně jako Měsíc.[44] Pokud by se tato hypotéza potvrdila, znamenalo by to, že většina impaktních kráterů by pocházela z tohoto období.[9] Krátery se vzájemně překrývají a přerušují i systémy prasklin, což naznačuje, že jsou mladší než praskliny. Na povrchu je možné pozorovat i relativně mladé krátery s příčně se rozbíhajícími paprsky vyvrženého materiálu.[9][45] Krátery na Ganymedu jsou plošší než krátery na Měsíci a Merkuru, což je pravděpodobně způsobeno ledovou kůrou Ganymedu, která se může rozpustit a tak krátery zarovnávat. U starších kráterů je tak možné pozorovat pouze jejich bývalé okraje.[9]  Snadno rozpoznatelný útvar na Ganymedu je temná planina pojmenovaná Galileo Regio, na které se nachází série soustředně se sbíhajících prasklin či brázd, vzniklých zřejmě během nějakého období geologické aktivity.[46] Dalšími významnými oblastmi jsou polární čepičky měsíce, které jsou pravděpodobně tvořeny zmrzlou vodou zasahující až do oblasti 40° severní i jižní šířky.[31] Čepičky byly poprvé pozorovány během průletu sond Voyager a podle údajů získaných sondou Galileo stojí za jejich vznikem bombardování ledu plazmatem. Ganymed má totiž vlastní magnetické pole, a důsledkem jeho přítomnosti je, že oblasti ve vyšších zeměpisných šířkách jsou nabitými částicemi pocházejícími z Jupiteru bombardovány mnohem intenzivněji. Nárazy těchto částic způsobují rozprašování zmrzlého materiálu, z něhož se následně teplotními vlivy oddělí světlý vodní led od tmavších materiálů. Vodní led pak má tendenci se usazovat hlavně v chladnějších oblastech, což je zřejmě důvodem vzniku polárních čepiček.[47] Krátery, světlé a tmavé pruhyPovrch měsíce Ganymed vykazuje četné impaktové krátery, mnoho z nich má rozsáhlé systémy jasných paprsků. Krátery postrádající systémy paprsků jsou pravděpodobně starší než ty, které je mají. Světlé pruhy křižují povrch v různých směrech a obsahují spletitý systém střídavých přímočarých světlých a tmavých pruhů, které mohou představovat deformace vrstvy ledové kůry. Systém souřadnicDélka je na Ganymedu odvozena od kráteru Anat, který po určení souřadného systému leží na 128° délky.[48] Atmosféra a ionosféraV roce 1972 mezinárodní tým astronomů z Indie, Spojeného království a USA pracující na indonéské observatoři Bosscha ohlásil objev slabé atmosféry okolo měsíce během zákrytu hvězdy.[49] Atmosférický tlak na povrchu odhadly na 1 μBar (0,1 Pa).[49] Nicméně v roce 1979 pozorovala sonda Voyager 1 zákryt hvězdy κ Centauri během jejího letu k planetě s rozdílnými výsledky.[50] Měření během zákrytu byla provedena v dalekém ultrafialovém spektru světla o vlnové délce 200 nm, což zaručilo citlivější měření než pozorování ve viditelném spektru z roku 1972. Voyager 1 nezjistil žádnou přítomnost atmosféry okolo měsíce. Maximum částic nad povrchem určil na 1,5e+9 cm−3, což by odpovídalo atmosférickému tlaku na povrchu méně než 2,5e-5 μBar;[50] hodnotě, která byla téměř o pět řádů menší, než bylo naměřeno během roku 1972. Starší měření se tak ukázalo jako příliš optimistické.[50]  V roce 1995 pozoroval Hubbleův vesmírný dalekohled slabou kyslíkovou atmosféru Ganymedu, která je velice podobná atmosféře Europy.[7][51] Teleskop objevil slabé světelné záření atmosféry (anglicky tzv. airglow) atomů kyslíku v dalekém ultrafialovém záření o délce 130,4 nm a 135,6 nm. Světelné záření se nachází v atmosféře, když molekulární kyslík je disociován srážkou s elektronem,[7] což je důkaz neutrální atmosféry složené primárně z molekul O2. Hustota částic nad povrchem bude pravděpodobně okolo 1,2 až 7+e8 cm−3 odpovídajíc atmosférickému tlaku při povrchu 0,2 až 1,2e−5 μBaru.[pozn. 7][7] Tyto hodnoty odpovídají hornímu limitu toho, co naměřily sondy Voyager. Kyslík nemusí v tomto případě ale být důkazem života, jelikož se předpokládá, že vzniká rozpadem vodních molekul vázaných v ledu na vodík a kyslík vlivem radiace. Jelikož je pak vodík lehčí než kyslík, snáze unikne gravitačnímu působení Ganymedu do okolního vesmíru.[51] Výskyt světelného záření na Ganymedu není prostorově stejný jako v případě Europy, Hubbleův teleskop pozoroval dvě zářící oblasti na severní a jižní polokouli okolo 50° šířky, což odpovídá hranici mezi otevřenými a zavřenými silokřivkami magnetosféry Ganymedu.[52] Zářící oblasti jsou pravděpodobně polární záře způsobené pohybem zachyceného plazmatu podél otevřených siločar.[53] Existence neutrální atmosféry vede k tomu, že by mohla existovat ionosféra, jelikož molekuly kyslíku jsou ionizované dopady energeticky nabitých elektronů přicházejících z magnetosféry[54] a sluneční extrémně ultrafialovou radiací.[15] Nicméně existence ionosféry Ganymedu je kontroverzní, podobně jako vlastnosti jeho atmosféry. Některá měření sondy Galileo našly zvýšenou hustotu elektronů poblíž měsíce naznačující existenci ionosféry, další neobjevily nic.[15] Hustota elektronů poblíž povrchu se pohybuje mezi 400–2500 cm−3.[15] K roku 2008 ale vlastnosti hypotetické ionosféry nebyly detailněji určeny. Dalším důkazem existence kyslíkové atmosféry pocházejí od spektroskopických měření plynů zachycených v ledu na povrchu Ganymedu. V roce 1996 se podařilo zaznamenat spektrální čáry ozónu (O3).[55] V roce 1997 spektroskopické analýzy odhalily dimery (neboli dvouatomový kyslík) v absorpčních čarách molekulárního kyslíku. Taková absorpce je možná jen pokud je kyslík v pevném skupenství. Nejlepším kandidátem jsou molekuly kyslíku zachyceného v ledu. Hloubka absorpčních pásů záleží na šířce a délce, než na albedu povrchu; mají tendenci klesat s rostoucí šířkou na Ganymedu, zatímco O3 ukazuje opačný efekt.[56] Laboratorní výsledky ukazují, že O2 se nebude shlukovat a bublat, ale rozpustí se v ledu na relativně teplém povrchu Ganymedu, kde se teploty pohybují kolem 100 K.[57] Ačkoliv na Europe byl sodík objeven, na Ganymedu se při podobném hledání v roce 1997 nenašel. Sodík byl přinejmenším 13 krát méně zastoupen okolo Ganymedu než je tomu v okolí Europy, pravděpodobně kvůli jeho relativnímu nedostatku na povrchu nebo kvůli tomu, že magnetosféra odrazí energeticky nabité částice.[58] Dalším prvkem v atmosféře je atomární vodík. Atomy vodíku byly pozorovány až 3000 km nad povrchem měsíce. Jejich hustota na povrchu dosahuje 1,5e+4 cm−3.[59]  Magnetické poleSonda Galileo provedla šest těsných průletů kolem měsíce mezi lety 1995 až 2000,[13] během kterých objevila trvalé magnetické dipólové pole nezávislé na Jupiterovu působení.[61] Ganymed je jediným měsícem sluneční soustavy, u kterého bylo vlastní magnetické pole neindukované polem planety zjištěno. Magnetické pole kolem Ganymedu lze v prvním přiblížení považovat za složení vlastního dipólového pole Ganymedu s magnetickým polem Jupiteru. Magnetické pole Jupiteru lze v místě obíhajícího Ganymedu považovat za homogenní, s velikostí magnetické indukce přibližně 120 nT,[61] jeho směr se však během oběhu měsíce kolem planety poněkud mění. Z naměřených dat skutečného magnetického pole pak vycházejí hodnoty vlastního magnetického pole Ganymedu: hodnota magnetického momentu se pohybuje okolo 1,3×1020 A·m2,[13] což je třikrát více než například magnetický moment Merkuru. Směr magnetického dipólu je přitom odchýlen od rotační osy o úhel přibližně 176° a má tak téměř opačný směr než magnetický dipól Jupiteru; „severní“ magnetický pól leží pod oběžnou rovinou na 24° délky Ganymedu (hlavní poledník 0° směřuje vlivem vázané rotace vždy k Jupiteru, „severní“ magnetický pól leží na polokouli „odvrácené“[pozn. 5] vzhledem k jeho oběžnému pohybu).[13] Magnetická indukce vlastního pole na povrchu Ganymedu je na rovníku přibližně 750 nT, na pólech asi dvakrát vyšší a to 1440 nT.[13]  Struktura výsledného magnetického pole je poněkud odlišná od planetárních magnetických polí. Vzhledem k síle a orientaci obklopujícího magnetického pole Jupiteru pouze v rovníkové oblasti Ganymedu (do cca 30° šířky Ganymedu) indukční čáry vystupující z povrchu měsíce do něj opět vstupují (a vytvářejí tak oblast vlastní magnetosféry Ganymedu); v ostatních oblastech jsou navázané na indukční čáry Jupiterova pole (magnetické pole je součástí magnetosféry Jupiteru). Průměr magnetosféry je 4-5 poloměrů Ganymedu. Byla prokázána i existence magnetopauzy. Lepší modely magnetického pole uvažují navíc plazma Jupiterovy ionosféry, ve které Ganymed obíhá, a započítávají tak do modelu magnetosféry i magnetohydrodynamické vlivy. Jsou tak schopny vysvětlit, proč na rozdíl od magnetosféry Země není magnetopauza u Ganymedu spojena s rázovou vlnou – plazma spolurotující s Jupiterem má vzhledem ke Ganymedu rychlost nižší, než je Alfvénova rychlost (přibližně poloviční[62]). V oblasti vlastní magnetosféry jsou v uzavřeném magnetickém poli zachycovány nabité částice a tvoří se zde radiační pásy.[13] V polárních oblastech Ganymedu může plazma z Jupiterovy ionosféry podél magnetických indukčních čar vstupovat až do atmosféry měsíce a způsobuje polární záře, které skutečně byly pozorovány Hubbleovým teleskopem v ultrafialovém spektru.[7] Těžké ionty dopadající až na povrch mají dostatečnou energii k vyrážení atomů ze struktury ledu a způsobují tím jeho charakteristické ztmavnutí.[54] Za předpokladu, že Ganymed má diferencovanou strukturu s objemným kovovým jádrem,[2][23] jeho vlastní magnetické pole je generované podobným způsobem jako u Země – je výsledkem pohybu vodivých materiálů uvnitř měsíce.[13][23] Pravděpodobně vzniká konvekčním pohybem uvnitř jádra, který vytváří magnetohydrodynamické dynamo.[13][63] Jisté pochybnosti u předpokladů tohoto modelu vzbuzuje fakt, že podobná tělesa vlastní pole nemají. Některé výzkumy naznačují, že jádro měsíce by mělo být v současnosti natolik vychladlé, že by tekutý pohyb v jádře, jakož i magnetické pole, měly být již zaniklé. Navrženým východiskem je podobné zdůvodnění, jako u popraskaného povrchu – slapové jevy by dostatečně zahřívaly plášť a bránily tak jádru vychladnout.[41] Dalším vysvětlením by mohla být remanentní magnetizace křemičitanových hornin v plášti, způsobená v minulosti silným magnetickým polem generovaným magnetohydrodynamickým dynamem.[2] Vedle vlastního magnetického pole má Ganymed, podobně jako Callisto a Europa, také indukované dipólové magnetické pole. Vzniká v důsledku proměnlivosti magnetického pole Jupiteru v okolí Ganymedu. Je asi o řád slabší než vlastní magnetické pole a jeho převládající orientace je v radiálním směru, tedy směrem od nebo k Jupiteru. U rovníku v místech, kde je nejsilnější, dosahuje jeho magnetická indukce hodnoty až 60 nT.[13] Jeho existence naznačuje, že měsíc by mohl mít velké množství podpovrchové slané vody s vysokou elektrickou vodivostí.[13] Oběžná dráha a rotaceGanymed obíhá Jupiter ve vzdálenosti 1 070 400 km, a mezi Galileovými měsíci je tedy od Jupitera druhý nejvzdálenější (po Callisto).[10] Jeden oběh mu trvá asi sedm dní a tři hodiny. Jako většina známých měsíců má Ganymed vázanou rotaci, takže je k planetě stále přivrácen stejnou stranou.[31] Jeho oběžná dráha je lehce výstřední a mírně nakloněná k Jupiterovu rovníku. Výstřednost (excentricita) oběžné dráhy a její naklonění (inklinace) se kvaziperiodicky mění vlivem gravitačního rušení Jupitera a Slunce. Tyto změny se odehrávají v časovém měřítku staletí, přičemž excentricita se mění v rozsahu 0,0009–0,0022 a inklinace v rozsahu 0,05–0,32°.[64] Tyto oběžné změny současně způsobují, že se sklon rotační osy (úhel mezi rotační a oběžnou osou) mění mezi 0 až 0,33°.[3]  Měsíce Io, Europa a Ganymed se nacházejí v tzv. dráhové rezonanci 4 : 2 : 1. To znamená, že během jednoho oběhu Ganymeda kolem Jupiteru oběhne Europa dvakrát a Io čtyřikrát.[64][65] Horní konjunkce Europy a Io nastává vždy v bodě, kdy je Io nejblíže Jupiteru (tzv. perijovium) a Europa nejdále (tzv. apojovium). Horní konjunkce Europy a Ganymeda nastává, když je Europa v perijoviu.[64] Jednoduché poměry oběžných dob těchto těles (tzv. Laplaceova rezonance) také umožňují konjunkce trojité.[66] Současná Laplaceova rezonance již nedokáže více zvýšit výstřednost dráhy Ganymedu.[66] Nyní excentricita dosahuje přibližné hodnoty 0,0013, která je pravděpodobně pozůstatkem z dávné historie satelitu, kdy zvyšování výstřednosti dráhy ještě bylo možné.[65] Tato hodnota je však současně poněkud matoucí. Pokud na ni rezonance již nemá žádný vliv, dalo by se očekávat, že bude narušena vlivem slapové disipace uvnitř Ganymedu.[66] To znamená, že k poslednímu nárůstu výstřednosti muselo dojít nanejvýš před několika stovkami milionů let.[66] Protože výstřednost oběžné dráhy Ganymedu je relativně malá – v průměru 0,0013[1] –, znamená to, že slapové zahřívání měsíce je v současné době zanedbatelné.[66] V minulosti však Ganymed mohl projít jednou nebo více rezonancemi podobnými rezonanci Laplaceově, díky nimž byla výstřednost oběžné dráhy zvýšena až na hodnotu 0,01–0,02.[2][66] To pravděpodobně způsobilo významné slapové zahřívání vnitřku Ganymedu. Jeho zvrásněný terén by mohl být důsledkem jedné nebo i více takových episod.[2][66] Původ Laplaceovy rezonance mezi měsíci Io, Europa a Ganymed není zatím objasněn. Podle jedné z hypotéz je nutné ho hledat již v počátcích sluneční soustavy.[67] Podle jiné se však objevila až poté, co již byla formace sluneční soustavy ukončena. Události mohly probíhat v následujícím sledu: Slapové působení mezi Io a Jupiterem způsobilo nárůst oběžné dráhy Io, který se tak dostal do rezonance 2 : 1 s Europou. Poté tento nárůst pokračoval, ale část momentu hybnosti byla přenesena na Europu, neboť vlivem rezonance narůstala i její oběžná dráha. Tento proces pokračoval, dokud se Europa nedostala do rezonance 2 : 1 s Ganymedem.[66] Nakonec došlo k synchronizaci konjunkcí všech tří měsíců a k jejich uzamčení v Laplaceově rezonanci.[66] Objev a pojmenování7. ledna 1610 Galileo Galilei pozoroval se svým nově zkonstruovaným dalekohledem tři světelné zdroje kolem Jupiteru, o kterých se domníval, že se jedná o hvězdy. Během opakovaného pozorování druhého večera si všiml, že se tyto body pohnuly. Současně 13. ledna 1610 objevil i čtvrtou předpokládanou hvězdu, která se ukázala být Ganymed. 15. ledna Galileo přišel s vysvětlením, že tyto údajné hvězdy jsou tělesa, které obíhají okolo Jupiteru.[68] Jako objeviteli mu připadlo právo pojmenovat měsíce, a rozhodl se je pojmenovat Medicejské měsíce.[17] Francouzský astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc navrhoval, aby se pro každý měsíc ze skupiny Medicejských měsíců zavedl vlastní pojmenování, ale jeho návrh byl zamítnut.[17] Další astronom Simon Marius, který tvrdil, že objevil měsíce Jupiteru před Galileem,[69] navrhoval původně pojmenování „Saturn Jupiteru“, „Jupiter Jupiteru“ (pro Ganymed), „Venuše Jupiteru“ a „Merkur Jupiteru“, ale i toto pojmenování bylo zamítnuto. Na popud Johana Keplera Marius se ještě jednou pokusil navrhnout jiná pojmenování pro měsíce:[17]
Toto a i další jména pro Galileovo měsíce upadlo v zapomnění po určitý čas a nebylo používáno až do první poloviny 20. století, kdy se astronomové k těmto názvům vrátili. V dřívější astronomické literatuře je Ganymed uváděn jako římská číslice III, což vyjadřovalo jeho pozici vzhledem k Jupiteru. Jednalo se tak o třetí měsíc Jupiteru. Po objevení měsíců Saturnu se pak začalo opět používat pojmenování, které navrhli společně Kepler a Marius.[17] Ganymed se stal jediným měsícem Jupiteru, který nese mužské jméno. Ostatní jsou ženského rodu a také ony nesou jména milenek boha Dia. Průzkum Několik sond letících či obíhajících okolo Jupiteru detailně zkoumalo i měsíc Ganymed. První sonda, která systém navštívila, byl americký Pioneer 10 následovaný Pioneerem 11.[18] Pioneery o Ganymedu mnoho informací nezískaly.[70] Po nich soustavou proletěla dvojice amerických sond Voyager 1 a Voyager 2 v roce 1979. Průlet Voyagerů pomohl určit průměr měsíce s výsledkem, že Ganymed je větší než Saturnův měsíc Titan, což vyvrátilo předchozí opačný názor.[71] Ukázaly také povrch pokrytý trhlinami a prasklinami.[72] V roce 1995 přiletěla do soustavy sonda Galileo, která byla navedena na oběžnou dráhu kolem Jupiteru. Mezi lety 1996 až 2000 provedla celkem šest těsných průletů kolem Ganymedu s cílem podrobně ho zmapovat a prozkoumat.[31] Jednalo se o průlety nazvané G1, G2, G7, G8, G28 a G29.[13] Během nejtěsnějšího průletu G2 proletěla sonda Galileo pouze 264 km nad povrchem měsíce.[13] Průlet G1 v roce 1996 přinesl objev magnetické pole měsíce,[73] později v roce 2001 bylo ohlášeno objevení podpovrchového oceánu.[13][31] Sonda Galileo odeslala zpět na Zemi velké množství spektroskopických snímků, s jejichž pomocí byly objeveny na povrchu složky netvořené ledem.[30] V roce 2007 proletěla kolem Ganymedu americká sonda New Horizons na své cestě k Plutu. Sonda během průletu vyhotovila mapu topografie a složení povrchu.[74][75] Na rok 2020 je naplánován start mise Europa Jupiter System Mission (EJSM) ve spolupráci evropské ESA a americké NASA za účelem prozkoumat měsíce Jupiteru. V únoru 2009 agentury společně prohlásily, že tato mise dostane prioritu před misí Titan Saturn System Mission.[76] I přes to ale bude muset mise soupeřit s ostatními projekty ESA o financování.[77] V případě, že se mise uskuteční, bude se skládat z amerického modulu Jupiter Europa Orbiter, evropského modulu Jupiter Ganymede Orbiter a japonského Jupiter Magnetospheric Orbiter. Již dříve se objevovaly návrhy sond na výzkum Ganymedu. Jedním z nich byl koncept sondy Jupiter Icy Moons Orbiter, který měl získávat energii pomocí štěpení prvků.[78] Nicméně mise byla v roce 2005 zrušena pro škrty v rozpočtu.[79] Další neuskutečněná mise byla například sonda nazvaná The Grandeur of Ganymede.[80] OdkazyPoznámky
Zdroje Ganymedes---hvězdárna-benatky.cz ReferenceV tomto článku byl použit překlad textu z článku Ganymede (moon) na anglické Wikipedii.
Literatura
Externí odkazy
Information related to Ganymedes (měsíc) |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
