Ganymed (měsíc)

Z Multimediaexpo.cz

Nemáte oprávnění „upravit tuto stránku“. Důvod:

Můžete si prohlédnout a zkopírovat zdrojový kód této stránky:

{| width=200 | style="margin-left: 1em; float: right; border: 1px solid #CCC;" |+ '''Ganymede''' |- | colspan="2" bgcolor="#000000" align="center" | [[Soubor:Ganymede - March 1998 (16198843927).jpg|center|250px|Největší [[měsíc (satelit)|měsíc]] [[Sluneční soustava|Sluneční soustavy]] Ganymede]]<br /><small><font color="white">Kliknutím na obrázek získáte další informace.</font></small> |- ! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | Objev |- ! align="left" | Objevitel | [[Galileo Galilei|G. Galilei]] <br /> [[Simon Marius|S. Marius]] |- ! align="left" | Datum objevu | [[13. leden|13. ledna]], 1610<br />(G. Galilei) |- ! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | Elementy dráhy<br />([[Ekvinokcium]] J2000,0) |- ! align="left" | Střední vzdálenost | 1&nbsp;070&nbsp;400&nbsp;[[kilometr|km]]<ref name=orbit>{{cite web|title=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|publisher=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem}}</ref> (0,007 155 [[Astronomická jednotka|AU]]) |- ! align="left" | [[Excentricita]] | 0,001&nbsp;3<ref name=orbit/> |- ! align="left" | [[Pericentrum]] | 1&nbsp;069&nbsp;200&nbsp;[[kilometr|km]] (0,007 147 AU) |- ! align="left" | [[Apsida (astronomie)|Apocentrum]] | 1&nbsp;071&nbsp;600&nbsp;[[kilometr|km]] (0,007 163 AU)<ref group=pozn.>Apocentrum je odvozeno od vedlejší osy ''a'' a excentricity ''e'': <big>\(a*(1+e)\)</big>'''.</ref> |- ! align="left" | [[Perioda (fyzika)|Perioda]] ([[Doba oběhu|oběžná doba]]) | 7,154&nbsp;552&nbsp;96&nbsp;d<ref name=orbit/> |- ! align="left" | Obvod oběžné dráhy | 2 649 600 [[kilometr|km]] (0,018 AU) |- ! align="left" | Orbitální rychlost | max: 10,880 |- ! align="left" | [[Sklon rotační osy]] | 0,20° (k [[ekliptika|ekliptice]])<br />0,05° (vzhledem k rovníku Jupiteru) |- ! align="left" | Přírodní satelit planety | [[Jupiter (planeta)|Jupiter]] |- ! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | Fyzikální vlastnosti |- ! align="left" | [[Průměr (geometrie)|Průměr]] měsíce | 5268,2 ± 0,6 km (0,413 Země)<ref name=Showman1999/> |- ! align="left" | Plocha měsíce | 87,0 miliónů [[Kilometr čtvereční|km²]] (0,171 Země)<ref group=pozn.>Plocha povrchu je odvozena z poloměru ''r'': <big>\(4\pi r^2\)</big>'''.</ref> |- ! align="left" | [[Objem]] | 7,6e+10 [[krychlový kilometr|km³]] (0,0704 Země)<ref group=pozn.>Objem ''v'' je odvozen z poloměru ''r'': <big>\(4\pi r^3/3\)</big>'''.</ref> |- ! align="left" | [[Hmotnost]] | 1,4819e+23 [[kilogram|kg]] (0,025 Země)<ref name=Showman1999/> |- ! align="left" | Střední [[hustota]] | 1,936 g/cm³<ref name=Showman1999/> |- ! align="left" | Povrchová [[gravitace]] | 1,428 [[zrychlení|m/s²]] (0,146 ''g'')<ref group=pozn.>Povrchová gravitace odvozena z hmotnosti ''m'', [[gravitační konstanta|gravitační konstanty]]a poloměru ''r'': <big>\(Gm/r^2\)</big>.</ref> |- ! align="left" | [[Úniková rychlost]] | 2,741&nbsp;km/s<ref group=pozn.>Úniková rychlost odvozena z hmotnosti ''m'', [[gravitační konstanta|gravitační konstanty]]a poloměru ''r'': <big>\(\textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}\)</big>.</ref> |- ! align="left" | Doba rotace | [[synchorní rotace|synchronní]] |- ! align="left" | [[Rovník]]ová<br />rotační rychlost | 271&nbsp;km/h |- ! align="left" | [[Sklon osy]] | 0,33°<ref name=Bills2005>{{cite journal|last=Bills|first=Bruce G.|title=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|year=2005|volume=175|pages=233&ndash;247| doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B | journal = Icarus}}</ref> |- ! align="left" | [[Albedo]] | 0,43 ± 0,02<ref name=jplfact>{{cite web|last=Yeomans|first=Donald K.|date=2006-07-13|title=Planetary Satellite Physical Parameters|publisher=JPL Solar System Dynamics|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|accessdate=2007-11-05}}</ref> |- ! align="left" | Povrchová [[teplota]] | {| cellspacing="0" cellpadding="2" border="0" |- ! min !! průměrná !! max |- | 70 [[Kelvin|K]]<ref name=Delitsky1998/> | 110 K<ref name=Delitsky1998>{{cite journal|last=Delitsky|first=Mona L.|coauthors=Lane, Arthur L. |title=Ice chemistry of Galilean satellites|journal=J.of Geophys. Res.|year=1998|volume=103|issue=E13| pages=31,391&ndash;31,403|doi=10.1029/1998JE900020| url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/20675/1/98-1725.pdf|format=PDF}}</ref> | 152 K<ref name=Orton1996>{{cite journal|last=Orton|first=G.S.|coauthors=Spencer, G.R.; Travis, L.D. et al.|title=Galileo Photopolarimeter-radiometer observations of Jupiter and the Galilean Satellites|journal=Science|year=1996|volume=274|pages=389&ndash;391|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Sci...274..389O|doi=10.1126/science.274.5286.389}}</ref> |} |- ! bgcolor="#a0ffa0" colspan="2" | [[atmosféra|Atmosférická]] charakteristika |- ! align="left" | [[Atmosférický tlak]] | nezjištěn |- | [[kyslík]]<ref name=Hall1998/> |}'''Ganymed''' (oficiální astronomický název '''Ganymede'''<ref>[http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/SystemSearch2.jsp?System=Jupiter stránky USGS věnující se planetární nomenklatuře]</ref>, někdy se lze setkat i s '''Ganymedes''') je největší [[Měsíce Jupiteru|Jupiterův měsíc]] a současně i největší [[měsíc (satelit)|měsícem]] ve [[Sluneční soustava|Sluneční soustavě]] (těsně před [[Titan (měsíc)|Titanem]]). K roku 2010 je považován za sedmý měsíc Jupiteru, který se řadí mezi [[Galileovy měsíce]]. Je větší než planeta [[Merkur (planeta)|Merkur]], ale má přibližně jen poloviční hmotnost než Merkur. I tak je ale nejhmotnějším měsícem ve Sluneční soustavě a je 2,01 krát hmotnější než pozemský Měsíc.<ref name="nineplanets.org-Ganymede">{{cite web|publisher=nineplanets.org |title=Ganymede|date=October 31, 1997|url=http://www.nineplanets.org/ganymede.html|accessdate=2008-02-27}}</ref> Ganymed má průměr 5&nbsp;262 km. Od Jupiteru je vzdálen 1,07 milionu km a jeho doba oběhu okolo planety je 7,15 pozemského dne.<ref name="Planetary Society">{{cite web| url=http://www.planetary.org/explore/topics/our_solar_system/jupiter/moons.html|title=Jupiter's Moons| work=The Planetary Society|accessdate=2007-12-07}}</ref> Kdyby měsíc obíhal místo okolo [[Jupiter (planeta)|Jupitera]] kolem [[Slunce]], byl by považován za planetu. Ganymed je spolu s dalšími měsíci [[Europa (měsíc)|Europa]] a [[Io]] ve vázané rotaci v poměru 1:2:4. Ganymed je tvořen převážně [[křemičitany|silikátovými horninami]] a [[led|vodním ledem]] na povrchu. Vnitřní stavba je podobně jako u planet plně vyvinuta, ve středu se nachází železem bohaté tekuté [[planetární jádro|jádro]]. Předpokládá se, že přibližně 200&nbsp;km pod povrchem Ganymedu se nachází [[oceán]] tvořený [[Mořská voda|slanou tekutou vodou]] mezi vrstvami ledu.<ref name=JPLDec>{{cite web|url=http://www.jpl.nasa.gov/releases/2000/aguganymederoundup.html|title=Solar System's largest moon likely has a hidden ocean|accessdate=2008-01-11|date=2000-12-16|work=Jet Propulsion Laboratory |publisher=NASA}}</ref> Povrch měsíce je tvořen dvěma rozdílnými typy: tmavými oblastmi silně posetými [[impaktní kráter|impaktními krátery]] o [[stratigrafie|stáří]] okolo 4 miliard let, které pokrývají přibližně třetinu měsíce. Druhá část je tvořena mladšími světlejšími oblastmi, které jsou křížem krážem protkané [[zlom|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 [[tektonika|tektonickými procesy]] způsobovanými [[slapové jevy|slapovým]] zahříváním.<ref name=Showman1999/> Ganymed je jediný známý měsíc ve sluneční soustavě, u kterého byla zjištěna [[magnetosféra]], pravděpodobně tvořená [[konvekce|konvekcí]] probíhající uvnitř tekutého železného jádra.<ref name=Kivelson2002/> Slabá magnetosféra měsíce je zcela překryta silným [[magnetické pole|magnetickým polem]] Jupiteru, se kterým je současně i spojena pomocí otevřených [[siločára|siločar]]. Ganymede denně obdrží okolo 8 [[Rem (jednotka)|Remů]].<ref name="ringwald">{{cite web |date=2000-02-29 |title=SPS 1020 (Introduction to Space Sciences) |publisher=California State University, Fresno |author=Frederick A. Ringwald |url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt |accessdate=2009-07-04}} [http://www.webcitation.org/5jwBSgPuV (Webcite from 2009-09-20)]</ref> Měsíc má slabou kyslíkovou [[atmosféra|atmosféru]], která je tvořena molekulami O, O₂ a pravděpodobně i O₃.<ref name=Hall1998/> Atomární [[vodík]] je v atmosféře jen menšinová složka. Není známo, jestli se v atmosféře nachází i [[ionosféra]].<ref name=Eviatar2001/> Ganymed objevil Galileo Galilei během svého pozorování v roce 1610,<ref name="Sidereus Nuncius">{{cite web|url=http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html|title=Sidereus Nuncius|work=Eastern Michigan University|accessdate=2008-01-11}}</ref> ale měsíc pojmenoval jiný astronom Simon Marius dle postavy z [[řecká mytologie|řecké mytologie]] [[Ganymédés|Ganymédovi]], který byl milencem boha [[Zeus|Dia]] a číšníkem bohů.<ref name="Naming"/> Jde o jediný měsíc Jupiteru, který je pojmenován podle [[muž]]e. Kolem měsíce jako první proletěla sonda [[Pioneer 10]],<ref name="Pioneer 11"/> následovaná sondami [[Program Voyager|Voyager]], které změřily jeho velikost. Následovala mise [[Sonda Galileo|Galileo]], která objevila podzemní oceán a magnetické pole měsíce. Předpokládá se, že v roce 2020 by se měla k měsíci vydat [[ESA|evropská]] sonda [[Europa Jupiter System Mission]], která by měla navštívit i další ledové měsíce v [[Joviánský systém|Joviánském systému]]. ==Vznik a původ měsíce== Ganymed pravděpodobně vznikl během [[akrece]] v Jupiterovo [[sluneční mlhovina|mlhovině]] v podobě [[akreční disk|disku]] [[plyn]]ů a [[prach]]u obklopujícího Jupiter po jeho vzniku.<ref name=Canup2002>{{cite journal|last=Canup|first=Robin M.|coauthors=Ward, William R.|title=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|year=2002|volume=124|pages=3404&ndash;3423|doi=10.1086/344684| url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|format=PDF | journal = The Astronomical Journal}}</ref> Odhaduje se, že akrece Ganymedu trvala okolo 10&nbsp;000 let,<ref name=Mosqueira2003>{{cite journal|last=Mosqueira|first=Ignacio|coauthors=Estrada, Paul R|title=Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites|year=2003|volume=163|pages=198&ndash;231| doi=10.1016/S0019-1035(03)00076-9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..163..198M | journal = Icarus}}</ref> mnohem méně než 100&nbsp;000 let potřebných pro vznik [[Callisto (měsíc)|Callista]]. Je možné, že mlhovina obklopující Jupiter byla ochuzená o plyny v době vzniku Galileových měsíců, což by vysvětlovalo delší čas akrece v případě Callisto.<ref name=Canup2002/> Jelikož Ganymed vznikal blíže k Jupiteru, kde byla mlhovina hustší, vysvětlovalo by to kratší dobu jeho vzniku ve srovnání právě s Callisto.<ref name=Mosqueira2003/> Tato relativně rychlá formace způsobila, že teplo vzniklé akrecí nestihlo vyzářit do okolí, ale soustředilo se uvnitř měsíce a přispělo k vnitřní [[Planetární diferenciace|diferenciaci]] oddělující od sebe [[hornina|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.<ref name=McKinnon2006>{{cite journal|last=McKinnon|first=William B.|title=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|year=2006|volume=183|pages=435&ndash;450|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M | journal = Icarus}}</ref> Tato hypotéza je schopná vysvětlit velké rozdíly ve vzhledu dvou Joviálních měsíců, které oba vznikly poblíž sebe.<ref name=Freeman2006/><ref name=McKinnon2006/> Po zformování si Ganymed podržel teplo vzniklé akrecí a diferenciací, jenž jen pomalu uvolňoval do ledového pláště.<ref name=McKinnon2006/> Teplo se v plášti šířilo [[konvekce|konvekcí]].<ref name=Freeman2006/> Brzy se do tepelné bilance přidalo teplo vzniklé rozpadem [[radioaktivní rozpad|radioaktivních prvků]], což zvýšilo teplotu jádra a přispělo k další diferenciaci, během které vzniklo vnitřní jádro ať už [[železo|železné]] či železné s vyšším obsahem [[síra|síry]] a křemičitý plášť.<ref name=Hauk2006/><ref name=McKinnon2006/> 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.<ref name=Nagel2004>{{cite journal|last=Nagel|first=K.A|coauthors=Breuer, D.; Spohn, T.|title=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|year=2004|volume=169|pages=402&ndash;412|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N | journal = Icarus}}</ref> Konvektivní pohyby na Callisto vedly jen k tomu, že se led a horniny od sebe oddělily jen místně.<ref name=Nagel2004/> V dnešní době přetrvává, že Ganymed chladne jen pozvolna.<ref name=Hauk2006/> Teplo z jádra a z křemičitého pláště se pomalu uvolňuje a umožňuje existenci podpovrchového oceánu,<ref name=Spohn2003/> kdežto pomalé chlazení tekutého Fe-FeS jádra způsobuje konvekci a umožňuje vznik magnetického pole.<ref name=Hauk2006/> Odhaduje se, že tepelný tok na Ganymedu je větší, než v případě Callisto.<ref name=McKinnon2006/> 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, měl být častěji vystaven impaktům cizích těles o vyšších rychlostech po [[období velkého bombardování]], což mělo způsobit roztavení povrchu Ganymedu do velké hloubky. Dopady se do nižších vrstev dostalo i teplo, které vlivem tohoto nemohlo rychle uniknout.<ref>{{Citace elektronické monografie | příjmení = Martinek | jméno = František | odkaz na autora = | titul = Proč se liší měsíce Ganymed a Kallisto | url = http://www.astro.cz/clanek/4145 | datum přístupu = 2010-2-5 }}</ref> == Fyzikální charakteristika == Ganymed nemá známou atmosféru, ale [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleův kosmický teleskop]] nedávno odhalil na jeho povrchu [[ozón]]. V porovnání se [[Země|Zemí]] se jedná o malé množství (1-10 % množství ozónu každoročně zničeného v ozónově díře nad Antarktidou).<ref>[http://www.gsfc.nasa.gov/news-release/releases/1995/95-198.txt HUBBLE FINDS OZONE ON JUPITER'S MOON GANYMEDE], Tisková zpráva NASA, 12.10.1995</ref> Ozón pravděpodobně vzniká tím, že nabité částice jsou zachytávány v [[magnetické pole|magnetickém poli]] Jupitera, kde následně prší na povrch měsíce. Zatímco nabité částice pronikají ledovým povrchem, částečky vody jsou roztrhány, což vede ke vzniku ozónu. Tento chemický proces naznačuje s jistou pravděpodobností přítomnost řídké kyslíkové atmosféry, podobné té, co byla zjištěna na [[Europa (měsíc)|Europě]]. [[Image:PIA00519 Interior of Ganymede.jpg|left|thumb|Vnitřní stavba Ganymedu]] Podobně jako [[Callisto (měsíc)|Callisto]], i Ganymed je nejpravděpodobněji složený ze skalnatého jádra s vodním/ledním pláštěm a kůrou z kamene a [[led]]u. Jeho nízká hustota (1&nbsp;940 kg/m³) naznačuje, že jádro může zaujímat okolo 50 % průměru měsíce. Jádro Ganymedu je nejpravděpodobněji složené z ledu a [[křemičitan|křemičitanů]] a jeho kůra je pravděpodobně silná vrstva zmrzlé vody . Jupiter a jeho měsíce přijmou míň než 1/30 množství slunečního záření, kterou přijímá Země, Ganymed navíc v podstatě nemá atmosféru která by [[teplo]] zachycovala. Ganymedův den je téměř 7 pozemských dní dlouhý a ten samý čas potřebuje k vykonání oběhu okolo Jupitera, což vede k tomu, že se na povrchu pohybují teploty okolo -183&nbsp;°C do -113&nbsp;°C. ===Stavba=== Průměrná hustota Ganymedu je 1,936&nbsp;g/cm³, což by odpovídalo zastoupení přibližně stejného dílu hornin a vody, která je z většiny ve formě ledu.<ref name=Showman1999/> [[Hmotnostní zlomek]] ledu je mezi 46 až 50&nbsp;%, což je nepatrně méně než u Callista.<ref name=Kuskov2005>{{cite journal|last=Kuskov|first=O.L.|coauthors=Kronrod, V.A.|title=Internal structure of Europa and Callisto|year=2005|volume=177|pages=550&ndash;369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K | journal = Icarus}}</ref> Předpokládá se, že se v ledu budou nacházet i další příměsy jako [[čpavek]].<ref name=Kuskov2005/><ref name=Spohn2003>{{cite journal |last=Spohn|first=T.|coauthors=Schubert, G.|title=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|journal=Icarus|year=2003|volume=161|pages=456&ndash;467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|format=PDF}}</ref> Přesné složení horninového pláště není známo, ale je pravděpodobně tvořené [[chondrit]]y typu L či LL, které jsou charakteristické menším zastoupením celkového železa, kovového železa a s vyšším obsahem oxidy železa než chondrity typu H. Hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům je 1,05 až 1,27 v případě Ganymedu, naproti tomu u [[Slunce]] je tento poměr 1,8.<ref name=Kuskov2005/> ''' [[Albedo]] Ganymedu dosahuje 43&nbsp;&nbsp;%.<ref name=Calvin1995/> Vodní led se zdá přítomný všude na porvchu s hmotnostním zastoupením 50 až 90&nbsp;%<ref name=Showman1999>{{cite journal|last=Showman |first=Adam P.|coauthors=Malhotra, Renu|title=The Galilean Satellites|year=1999|journal=Science|volume=286|pages=77&ndash;84|doi=10.1126/science.286.5437.77| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|format=PDF|pmid=10506564}}</ref> což je značně více než je zastoupení ledu v rámci celého tělesa měsíce. V infračervené spektroskopii se ukazuje přítomnost silných absorbčních čar o délce 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometru odpovídající vodnímu ledu.<ref name=Calvin1995>{{cite journal|last=Calvin|first=Wendy M.|coauthors=Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer 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. Geophys. Res.|year=1995|volume=100|pages=19,041&ndash;19,048| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JGR...10019041C|doi=10.1029/94JE03349}}</ref> Popraskaný povrch je jasnější a je tvořen více ledem než tmavší oblasti.<ref name="RESA">{{cite web|url=http://www.resa.net/nasa/ganymede.htm|archiveurl=http://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=2007-12-31}}</ref> Analýza snímků ve vysokým rozlišení, v infračervením spektru pořízených sondou Galileo a za pomoci pozemních pozorování potvrdilo přítomnost i nevodních sloučenin jako jsou [[oxid uhličitý]], [[oxid siřičitý]] a pravděpodobně i [[dikyan]], [[kyselina sírová]] a množství organických sloučenin.<ref name=Showman1999/><ref name=McCord1998>{{cite journal|last=McCord|first=T.B.|coauthors=Hansen, G.V.; Clark, R.N. et al.|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.|year=1998|volume=103|issue=E4| pages=8,603&ndash;8,626|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998JGR...103.8603M|doi=10.1029/98JE00788}}</ref> Galileo taktéž objevil [[síran hořečnatý]] (MgSO₄) a nejspíše i [[síran sodný]] (Na₂SO₄) na povrchu měsíce.<ref name="The Grand Tour"/><ref name=McCord2001>{{cite journal|last=McCord|first=Thomas B.|coauthors=Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A.|title=Hydrated Salt Minerals on Ganymede’s Surface: Evidence of an Ocean Below|journal=Science|year=2001|volume=292|pages=1523&ndash;1525| doi=10.1126/science.1059916|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Sci...292.1523M|pmid=11375486}}</ref> Objevené soli by mohly pocházet z podpovrchového oceánu.<ref name=McCord2001/> Povrch Ganymedu je asymetrický, přivrácená polokoule<ref name="polokoule" group=pozn.>Přivrácená polokoule je ta, která směřuje ve směru oběhu kolem planety, odvrácená je definována opačně.</ref> směrem ke směru oběhu je světlejší než ta odvrácená,<ref name=Calvin1995/> což je stejné jako v případě Europy, ale opačné než u Callista.<ref name=Calvin1995/> Předpokládá se, že přivrácená polokoule je obohacena [[Oxid siřičitý|oxidem siřičitým]].<ref name=Domingue1996>{{cite journal|last=Domingue |first=Deborah|coauthors=Lane, Arthur; Moth, 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|year=1996|volume=28|page=1070|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996DPS....28.0404D }}</ref><ref name=Domingue1998>{{cite journal|last=Domingue|first=Deborah L.|coauthors= Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A.|title=IEU’s detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1998|volume=25|issue=16|pages=3,117&ndash;3,120|doi=10.1029/98GL02386| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998GeoRL..25.3117D}}</ref> Oproti tomu rozložení oxidu uhličitého se zdá být symetrické po měsíci vyjma oblastí pólů, kde nebyl pozorován.<ref name=McCord1998/><ref name=Hibbitts2003>{{cite journal|last=Hibbitts|first=C.A.|coauthors= Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B.|title=Carbon dioxide on Ganymede|journal=J.of Geophys. Res.|year=2003|volume=108|issue=E5|pages=5,036|doi=10.1029/2002JE001956| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003JGRE..108.5036H}}</ref> 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.<ref name=Hibbitts2003/> K vytvoření celkového pohledu Ganymedu byly použity snímky ze sondy Voyager. Měsíc se nejspíše skládá ze 4 vrstev, které byly vyčleněny na základě měření gravitačního pole Ganymedu a teoretickou analýzou používající známé hmotnosti, velikosti a hustoty. Povrch Ganymedu je bohatý na zmrzlou vodu a snímky Voyageru a Galilea ukazují rysy, které jsou očividně geologického a tektonického narušení povrchu v minulosti. Jako na Zemi, tyto geologické rysy odráží sílu a procesy hluboko uvnitř nitra Ganymedu. Na základě geochemických a geofyzikálních modelů vědci očekávali dvojí složení nitra Ganymedu: a) nediferencovanou směs skály a ledu nebo b) diferencovanou strukturu s objemným jádrem měsíční velikosti ze skály a eventuálně pokryté vrstvou [[železo|železa]] s hlubokou vrstvou zahřátého měkkého ledu završené tenkou studenou tuhou kůrou ledu. Měření gravitačního pole Ganymedu sondou [[Sonda Galileo|Galileo]], během jeho prvního a druhého setkání s obrovským měsícem, základním způsobem potvrdilo diferencovaný model a dovolilo vědcům mnohem přesněji odhadnout rozměry těchto vrstev. Navíc data naznačila, že v centru kamenného jádra existuje husté kovové jádro . Toto kovové jádro naznačuje větší stupeň ohřívání někdy v minulosti než se dříve předpokládalo a může být zdrojem [[magnetické pole|magnetického pole]] objeveného fyzikálním experimentem [[Galileo (sonda)|sondy Galileo]]. [[File:Ganymede terrain.jpg|thumb|250px|Ostrá hranice oděluje tmavou oblast [[Nicholson Regio]] od světlé oblasti [[Harpagia Sulcus]]]] Zdá se, že Ganyméd je zcela diferenciovaný. Skládá se z jádra, které obsahuje [[Sulfid železnatý|sulfidy železa]] a železo, křemičitého pláště a vnějšího ledového pláště.<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002>{{cite journal|last=Sohl|first=F.|coauthors=Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K.|title=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|journal=Icarus|year=2002|volume=157|pages=104&ndash;119| doi=10.1006/icar.2002.6828|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..157..104S}}</ref> Tento model je podporován nízkou hodnotou bezrozměrného<ref group=pozn.>Bezrozměrný moment setrvačnosti lze vypočítat jako ''I/(mr^2)'', kde ''I'' je moment setrvačnosti, ''m'' hmostnost a ''r'' střední poloměr. Pro homogenní kouli je bezrozměrný moment roven 0,4, avšak čím více hustota roste směrem ke středu tímje hodnota nižší.</ref> [[moment setrvačnosti|momentu setrvačnosti]] &mdash; 0,3105 ± 0,0028 &mdash;, které bylo změřeno během přeletů sondy Galileo<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002/> Ve skutečnosti má Ganymed nejnižší [[moment setrvačnosti]] ze všech pevných těles ve sluneční soustavě. Existence tekutého, železem bohatého jádra umožňuje vysvětlit existenci vlastního magnetického pole Ganymedu naměřené sondou Galileo.<ref name=Hauk2006/> Konvekce tekutého železa, které je vysoce [[elektrická vodivost|elektricky vodivé]], je nejpřijímanější model vysvětlující vznik magnetického pole.<ref name=Kivelson2002/> [[File:Noaa ganymede.jpg|thumb|left|250px|Ganymed]] Určení přesné tloušťky jednotlivých vrstev uvnitř Ganymedu závisí na poměru minerálů v silikátech (zastoupení [[olivín]]u a [[pyroxen]]u) a množství síry v jádře.<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/> 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.<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b>{{cite journal|last=Kuskov|first=O.L.|coauthors=Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P.|title=Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter|journal=Geophysical Research Abstracts|publisher=European Geosciences Union|year=2005|volume=7|page=01892|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/01892/EGU05-J-01892.pdf |format=PDF}}</ref><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|year=2006|volume=54|pages=2&ndash;14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003| url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| archiveurl=http://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf| archivedate=2007-08-24|format=PDF}}</ref> Hustota jádra se pravděpodobně pohybuje mezi 5,5 až 6&nbsp;g/cm³, silikátový plášť pak mezi 3,4 až 3,6&nbsp;g/cm³.<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/> 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 se pak měl pohybovat mezi 500 kilometry.<ref name=Hauk2006/> Teplota v jádře Ganymedu je pravděpodobně mezi 1500 až 1700&nbsp;K a tlak dosahuje přes 100 barů (10 Gpa).<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006>{{cite journal|last=Hauck|first=Steven A.|coauthors=Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J.|title=Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede|journal=J. Of Geophys. Res.|year=2006|volume=111|pages=E09008| doi=10.1029/2005JE002557|url=http://geology.case.edu/~hauck/papers/hauck_jgr_2006.pdf|format=PDF}}</ref> == Povrch == Ganymed měl složitou geologickou historii, která vytvořila [[hora|hory]], [[údolí (geomorfologie)|údolí]], [[kráter]]y a toky [[láva|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. Tmavé oblasti zabírají přibližně třetinu povrchu.<ref name=Petterson2007>{{cite journal|last=Petterson|first=Wesley|coauthors=Head, James W.; Collins, Geoffrey C. et al.|title=A Global Geologic Map of Ganymede|journal=Lunar and Planetary Science|year=2007|volume=XXXVIII|page=1098| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1098.pdf|format=PDF}}</ref> Naproti tomu světlé oblasti nevykazují vyšší četnost impaktních kráterů, ale prozměnu jsou protkány množstvím trhlin a prasklin. Tmavé oblasi nejspíše obsahují jíly a organické materiály, které by mohly napovědět o tělesech, ze kterých měsíc vznikl v době akrace. Názvy kráterů na povrchu pocházejí bez rozdílu od bohů a hrdinů z kultur úrodného oblouku od [[Egypt]]a po Mezopotámii. Naproti tomu brázdy a praskliny na povrchu mají názvy odvozené dle bájí dávných kultur.<ref>{{Citace knihy | příjmení = Klezcek | jméno = Josip | odkaz na autora = Josip Kleczek | titul = Velká encyklopedie vesmíru | vydání = 1 | vydavatel = Academia | místo = Praha | rok = 2002 | strany = 134 | isbn = 80-200-0906-X }}</ref> ===Povrchové útvary=== : ''Související informace můžete najít také v článku:'' [[Seznam útvarů na Ganymede]] [[File:PIA00081 Ganymede Voyager 2 mosaic.jpg|thumb|250px|Mozaika fotografií pořízená sondou Voyager 2 ukazujíc odvrácenou stranu měsíce vzhledem k Jupiteru. Nahoře v pravo leží tmavá prastará oblast Galileo Regio, kterou odděluje [[Uruk Sulcus]] od menší tmavé oblasti [[Marius Regio]]. Čerstvý led vyvržen z poměrně mladého [[Kráter Osiris|kráteru Osirir]] vytváří ve spodní části radiálně se rozbíhající paprsky.]] Tepelný mechanismus potřebný pro vznik rozpraskaného terénu povrchu Ganymedu ja zatím nezodpovězená otázka v [[planetologie|planetologii]]. Moderní názor předpokládá, že vznikl jako projev přírodních tektonických procesů,<ref name=Showman1999/> ve kterých hrál [[kryovulkanismus]] jen minimální (pokud nějakou) roli.<ref name=Showman1999/> 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 [[dráhová rezonance|dráhovými rezonancemi]].<ref name=Showman1999/><ref name=Showman1997b>{{cite journal|last=Showman|first=Adam P.|coauthors=Stevenson, David J.; Malhotra, Renu|title=Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede|journal=Icarus|year=1997|volume=129|pages=367&ndash;383|doi=10.1006/icar.1997.5778| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-etal-1997.pdf|format=PDF}}</ref> Gravitační pnutí na led mohlo způsobit zahřátí vnitřní části měsíce a napnout litosféru, což by vedlo k popraskání a sérii vyzdvihů a poklesu částí litosféry a přetvoření až 70&nbsp;% starého tmavého povrchu.<ref name=Showman1999/><ref name=Bland2007>{{cite journal|last=Bland|first=|coauthors=Showman, A.P.; Tobie, G.|title=Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation|journal=Lunar and Planetary Society Conference|month=March|year=2007|volume=38|page=2020| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2020.pdf|format=PDF}}</ref> Popraskaný povrch ale mohl vzniknout taktéž procesy spojenými s formováním jádra částečně ohřívaného [[slapové jevy|slapovými procesy]], což by způsobilo mírné zvětšení Ganymedu o 1 až 6&nbsp;% vlivem [[fázové přechody|fázových změn]] v ledu a [[Teplotní roztažnost|teplotní roztažnosti]].<ref name=Showman1999/> Během následného vývoje teplá voda by stoupala k povrchu od jádra ve formě [[Plášťový chochol|plumy]], což by způsobovalo nárůst tlaku a tektonické deformace litosféry.<ref name=Barr>{{cite journal |last=Barr|first=A.C.|coauthors=Pappalardo, R. T. et al.|year=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|page=1781|format=PDF}}</ref> Radioaktivní rozpady minerálů jsou v současnosti hlavním energetickým zdrojem tepla ovlivňující tloušku 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.<ref>{{cite journal|last=Huffmann|first=H. |coauthors=Sohl, F. et al.|year=2004|title=Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede |journal=European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts|volume=6 |url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU04/05114/EGU04-J-05114.pdf|format=PDF}}</ref> Impaktní krátery je možné pozorovat na obou typech povrchu, ale četnější je na tmavých částech, které jsou hustěji posety a taktéž obsahují větší impaktní struktury.<ref name=Showman1999/> Světlejší popraskaný terén je poset značně méně, takže se impakty jen málo podepsaly na jeho tektonickém vzniku.<ref name=Showman1999/> Četnost impaktních kráterů naznačuje, že tmavé oblasti jsou staré přibližně 4 miliardy let, což je stejně jako vrchoviny na [[Měsíc]]i. Oproti tomu světlé oblasti jsou mladší, ale jak moc mladší je zatím neznámo.<ref name=Zahnle1998>{{cite journal|last=Zahnle|first=K.|coauthors=Dones, L. |title=Cratering Rates on the Galilean Satellites|journal=Icarus|year=1998|volume=136|pages=202&ndash;222|doi=10.1006/icar.1998.6015| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|format=PDF}}</ref> Ganymed mohl zažít období [[pozdní těžké bombardování|pozdního těžkého bombardování]] před 3,5 až 5 miliardami let podobně jako Měsíc.<ref name=Zahnle1998/> Pokud by se tato hypotéza potvrdila, znamenalo by to, že většina impaktních kráterů by pocházela z tohoto období.<ref name="nineplanets.org-Ganymede"/> 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 rozbíhající [[ejekta|ejektou]].<ref name="nineplanets.org-Ganymede"/><ref name="Ganymede">{{cite web|work=Lunar and Planetary Institute|title=Ganymede |year=1997|url=http://www.lpi.usra.edu/resources/outerp/gany.html}}</ref> Krátery na Ganymedu jsou ploší než krátery na Měsíci a [[Merkur (planeta)|Merkuru]], což je pravděpodobně způsobeno ledovou kůrou Ganymedu, která se může rozpustit a tak krátery zarovnávat. U starších kráterů je tak možné pouze pozorovat bývalé okraje kráterů.<ref name="nineplanets.org-Ganymede"/> [[Image:Craters on Ganymede.jpg|thumb|222px|Čerstvý [[impaktní kráter]] na rozpraskaném povrchu měsíce]] Snadno rozpoznatelný útvar na Ganymedu je temná planina pojmenovaná [[Galileo Regio]], na které se nachází série soustředně se sbíhajících prasklin či brázd jakoby vzniklých během období geologické aktivity.<ref name="Casacchia">{{cite journal|last=Casacchia|first=R.|coauthors=Strom, R.G.|year=1984|title=Geologic evolution of Galileo Regio|journal=Journal of Geophysical Research|volume=89|pages=B419&ndash;B428|bibcode= 1984LPSC...14..419C|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984JGRS...89..419C|doi=10.1029/JB089iS02p0B419}}</ref> Dalšími významnými oblastmi jsou polární čepičky měsíce, které jsou pravděpodobně tvořeny zmrzlou vodou zasahující až do oblasti 40° severní i jižní šířky.<ref name="The Grand Tour"/> Čepičky byly poprvé pozorovány během průletu sond Voyger a od té doby se objevila řada teorií vysvětlující jejich vznik jako migraci vody do vyšších oblastí a bombardování ledu plazmou, která je dle měření sondy Galileo správná.<ref name="Polar caps">{{cite journal|last=Khurana|first=Krishan K.|coauthors=Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann|year=2007|title=The origin of Ganymede's polar caps|journal= Icarus|volume=191|issue=1|pages=193&ndash;202|doi=10.1016/j.icarus.2007.04.022|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..191..193K}}</ref> === Krátery, světlé a tmavé pruhy === Povrch měsíce Ganymed vykazuje četné [[impakt]]ové 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 souřadnic=== Zeměpisná délka je na Ganymedu odvozena od [[Kráter Anat|kráteru Anat]], který po určení souřadného systému, leží na 128° zeměpisné délky.<ref>{{cite web|url=http://astrogeology.usgs.gov/Projects/WGCCRE/constants/iau2000_table2.html|title=USGS Astrogeology: Rotation and pole position for planetary satellites (IAU WGCCRE)}}</ref> ===Atmosféra a ionosféra=== V roce 1972 mezinárodní tým astronomů z [[Indie]], [[Velká Británie|Velké Británie]] a [[USA]] pracující na [[Indonésie|indonéské]] [[observatoř Bosscha|observatoři Bosscha]] ohlásil objev slabé atmosféry okolo měsíce během [[zákryt|zákrytu]] [[hvězda|hvězdy]].<ref name=Carlson1973>{{cite journal|last=Carlson|first=R.W.|coauthors=Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. et al.|title=Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972|journal=Science|year=1973|volume=53|page=182|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973Sci...182...53C}}</ref> Atmosférický tlak na povrchu odhadly na 1&nbsp;[[Bar (jednotka)|μBar]] (0,1&nbsp;[[Pascal|Pa]]).<ref name=Carlson1973/> Nicméně v roce 1979 pozorovala sonda Voyger 1 zákryt hvězdy [[Kappa Centauri|&kappa; Centauri]] během jejího letu k planetě s rozdílnými výsledky.<ref name=Broadfoot1981>{{cite journal|last=Broadfoot|first=A.L.|coauthors=Sandel, B.R.; Shemansky, D.E. et al.|title=Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter|journal=Science|year=1981|volume=86|pages=8259&ndash;8284| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1981_Overview_Voyager.pdf|format=PDF}}</ref> Měření během zákrytu byla provedena v dalekém ultrafialovém spektru světla o [[vlnová délka|vlnové délce]] 200&nbsp;[[nanometr|nm]], což zaručila citlivější měření než pozorování ve viditelném spektru z roku 1972. Voyger 1 nezjistil žádnou přítomnost atmosféry okolo měsíce. Maximum částic nad povrchem bylo určeno na 1,5e+9&nbsp;cm⁻³, což by odpovídalo atmosférickému tlaku na povrchu méně než 2,5e-5&nbsp;μBar.<ref name=Broadfoot1981/> Hodnota, která byla téměř o pět řádů menší, než bylo naměřeno během roku 1972. Starší měření se tak ukázalo jako příliš optimistické.<ref name=Broadfoot1981/> [[File:Map of temparatureof ganymede.jpg|thumb|222px|Teplotní mapa povrchu Ganymedu v nepravých barvách]] V roce 1995 pozoroval Hubble Space Telescope slabou kyslíkovou atmosféru Ganymedu, která je velice podobné [[atmosféra Europy|atmosféře Europy]].<ref name=Hall1998/><ref name=JPLAtmosphere>{{cite web |url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html|title=Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede |accessdate=2008-01-15 |work=Jet Propulsion Laboratory|publisher=NASA|month=October|year=1996}}</ref> Teleskop objevil slabé [[světelné záření atmosféry]] (anglicky tzv. ''airglow'') atomů kyslíku v [[ultrafialové záření|dalekém ultrafialovém záření]] o délce 130,4&nbsp;nm a 135,6&nbsp;nm. Světelné záření se nachází v atmosféře, když molekulární kyslík je [[disociace|disociován]] srážkou s [[elektron|elektronem]],<ref name=Hall1998/> což je důkaz neutrální atmosféry složené primárně z [[molekula|molekul]] [[kyslík|O]]₂. Hustota částic nad povrchem bude pravděpodobně okolo 1,2 až 7+e8&nbsp;cm^&minus;3 odpovídajíc atmosférickému tlaku při povrchu 0,2 až 1,2e&minus;5&nbsp;μBaru.<ref group=pozn.>Množství částic nad povrchem a tlak byly spočteny ve sloupcové hustotě pozorované Hallem a kolektiv v roce 1998, za předpokladu [[škálová výška|škálové výšky]] 20&nbsp;km a teploty 120&nbsp;K.</ref><ref name=Hall1998>{{cite journal|last=Hall|first=D.T.|coauthors=Feldman, P.D.; McGrath, M.A. et al.|title=The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede|journal=The Astrophysical Journal|year=1998|volume=499|pages=475&ndash;481| doi=10.1086/305604| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...499..475H}}</ref> Tyto hodnoty odpovídají hornímu limitu toho, co naměřily sondy Voyager. Kyslík nemusí v tomto případě ale být důkazem [[život]]a, 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 [[gravitace|gravitačnímu působení]] Ganymedu do okolního [[vesmír]]u.<ref name=JPLAtmosphere/> Výskyt světelného záření na Ganymedu není prostorově stejné jako v případě Europy, ale Hubble Space Telescope pozoroval dvě zářící oblasti na severní a jižní polokouli okolo 50° zeměpisné šířky, což odpovídá hranici mezi otevřenými a zavřenými [[silokřivka]]mi magnetosféry Ganymedu.<ref name=Feldman2000>{{cite journal|last=Feldman|first=Paul D.|title=HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede|journal=The Astrophysical Journal|year=2000|volume=535|pages=1085&ndash;1090| doi=10.1086/308889|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...535.1085F|coauthors=McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et al.}}</ref> Zářící oblasti jsou pravděpodobně [[polární zář|polární záře]] způsobené pohybem zachyceného plazmatu podél otevřených siločar.<ref name=Johnson1997>{{cite journal |last=Johnson |first=R.E.|year=1997|title=Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited|journal=Icarus| volume=128|issue=2|pages=469&ndash;471|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..128..469J| doi=10.1006/icar.1997.5746}}</ref>''' Existence neutrální atmosféry vede k tomu, že by mohla existovat inosféra, jelikož molekuly kyslíku jsou ionizované dopady energeticky nabitých elektronů přicházejících z magnetosféry<ref name=Paranicas1999>{{cite journal|last=Paranicas|first=C.|coauthors=Paterson, W.R.; Cheng, A.F. et al.|title=Energetic particles observations near Ganymede|journal=J.of Geophys.Res.|year=1999|volume=104|issue=A8|pages=17,459&ndash;17,469| doi=10.1029/1999JA900199|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999JGR...10417459P}}</ref> a sluneční extrémně ultrafialovou radiací.<ref name=Eviatar2001>{{cite journal|last=Eviatar|first=Aharon|coauthors=Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et al.|title=The ionosphere of Ganymede|journal=Plan.Space Sci.|year=2001|volume=49|pages=327&ndash;336| doi=10.1016/S0032-0633(00)00154-9|url=http://www.tau.ac.il/~arkee/ganymop.ps|format=ps}}</ref> 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.<ref name=Eviatar2001/> Hustota elektronů poblíž povrchu se pohybuje mezi 400&ndash;2500&nbsp;cm⁻³.<ref name=Eviatar2001/> 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 [[ozón]]u (O₃).<ref name=Noll1996>{{cite journal |last= Noll|first= Keith S. |coauthors= Johnson, Robert E. et al.|year=1996|month=July|title=Detection of Ozone on Ganymede |journal= Science|volume=273|issue=5273|pages=341&ndash;343|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/273/5273/341|accessdate= 2008-01-13|doi=10.1126/science.273.5273.341|pmid=8662517}}</ref> V roce 1997 spektroskopické analýzy odhalily [[dimer]]y (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 [[zeměpisná šířka|zeměpisné šířce]] a [[zeměpisná délka|délce]], než na albedu povrchu; mají tendenci klesat s rostoucí zeměpisnou šířkou na Ganymedu, zatímco O₃ ukazuje opačný efekt.<ref name=Oxygen97>{{cite journal|last=Calvin|first=Wendy M.|coauthors=Spencer, John R.|month=December|year=1997 |title=Latitudinal Distribution of O2on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope|journal=Icarus|volume=130 |issue=2|pages=505–516|doi=10.1006/icar.1997.5842|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..130..505C}}</ref> 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&nbsp;K.<ref>{{cite journal|last=Vidal|first=R. A.|coauthors=Bahr, D. et al.|year=1997|title=Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies |journal=Science|volume=276| issue=5320|pages=1839&ndash;1842|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Sci...276.1839V| doi=10.1126/science.276.5320.1839|pmid=9188525}}</ref> 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.<ref>{{cite journal |last=Brown|first=Michael E.|year=1997|title=A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede|journal=Icarus|volume=126|issue=1|pages=236&ndash;238 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..126..236B|doi=10.1006/icar.1996.5675}}</ref> Dalším prvkem v atmosféře je atomární vodík. Atomy vodíku byly pozorovány až 3000&nbsp;km nad povrchem měsíce. Jejich hustota na povrchu dosahuje 1,5e+4&nbsp;cm⁻³<ref name=Barth1997>{{cite journal|last=Barth|first=C.A.|coauthors=Hord, C.W.; Stewart, A.I. et al.|title=Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1997|volume=24|issue=17|pages=2147&ndash;2150| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997GeoRL..24.2147B|doi=10.1029/97GL01927}}</ref> [[File:Ganymede-moon.jpg|thumb|222px|Odvrácená strana Ganymedu v nepravých barvách, fotografie pořízená sondou Galileo<ref name="Spaceflight Now">{{cite web|url=http://spaceflightnow.com/news/n0012/29ganyflyby/|title=Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse|work=Spaceflight Now|accessdate=2008-01-19}}</ref>]] ==Magnetické pole== Sonda Galileo provedla šest těsných průletů kolem měsíce mezi lety 1995 až 2000 (G1, G2, G7, G8, G28 a G29),<ref name=Kivelson2002>{{cite journal|last=Kivelson|first=M.G.|coauthors=Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al.|title=The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede |journal=Icarus|year=2002|volume=157|pages=507&ndash;522|doi=10.1006/icar.2002.6834| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS1572507.pdf|format=PDF}}</ref> během kterých objevila trvalé [[Magnetický dipólový moment|magnetické dipólové pole]] nezávislé na Jupiterovu působení.<ref name=Kivelson1997>{{cite journal|last=Kivelson|first=M.G.|coauthors=Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et al.|title=The magnetic field and magnetosphere of Ganymede|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1997|volume=24|issue=17|pages=2155&ndash;2158|doi=10.1029/97GL02201| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/97GL02201.pdf|format=PDF}}</ref> Ganymed je jediným měsícem [[sluneční soustava|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 [[magnetická indukce|magnetické indukce]] přibližně 120&nbsp;n[[tesla|T]],<ref name=Kivelson1997/> 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 [[Magnetický dipólový moment|magnetického momentu]] se pohybuje okolo 1,3&times;10²⁰&nbsp;[[ampér|A]]&middot;[[metr|m]]²,<ref name=Kivelson2002/> což je třikrát více než například magnetický moment [[Merkur_(planeta)|Merkuru]]. Směr magnetického dipólu je přitom odchýlen od [[rotační osa|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° [[Zeměpisná délka|“zeměpisné“ délky]] Ganymedu (hlavní poledník 0° směřuje vlivem vázané rotace vždy k Jupiteru, „severní“ magnetický pól leží na polokouli „odvrácené“<ref name="polokoule" group=pozn./> vzhledem k jeho oběžnému pohybu).<ref name=Kivelson2002/> Magnetická indukce vlastního pole na povrchu Ganymedu je na rovníku přibližně 750&nbsp;n[[tesla|T]], na pólech asi dvakrát vyšší a to 1440&nbsp;n[[tesla|T]].<ref name=Kivelson2002/> [[Soubor: Ganymede field.png|thumb|400px|Schéma magnetického pole u Ganymedu]] 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° [[Zeměpisná šířka|“zeměpisné“ 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_(fyzika)|plazma]] Jupiterovy ionosféry, ve které Ganymed obíhá, a započítávají tak do modelu magnetosféry i [[magnetohydrodynamika|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 [[Alfvénovy vlny|Alfvénova rychlost]] (přibližně poloviční <ref> {{Citace monografie | příjmení = Stone | jméno = S. M. | titul = Investigation of the magnetosphere of Ganymede with Galileo's energetic particle detector | vydavatel = University of Kansas | místo = | rok = 2001 | isbn = 9780599863576 | poznámka = disertační práce | jazyk = anglicky }}</ref>). V oblasti vlastní magnetosféry jsou v uzavřeném magnetickém poli zachycovány nabité částice a tvoří se zde [[Van Allenovy pásy|radiační pásy]].<ref name=Kivelson2002/> 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 [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleovým teleskopem]] v ultrafialovém spektru.<ref name=Hall1998/> Těžké [[iont]]y dopadající až na povrch mají dostatečnou energii k vyrážení atomů ze struktury ledu a způsobují tím jeho charakteristické ztmavnutí.<ref name=Paranicas1999/> Za předpokladu, že Ganymed má diferencovanou strukturu s objemným kovovým jádrem,<ref name=Showman1999/><ref name=Hauk2006/> jeho vlastní magnetické pole je generované podobným způsobem jako u [[Země]] – je výsledkem pohybu vodivých materiálů uvnitř měsíce.<ref name=Kivelson2002/><ref name=Hauk2006/> Pravděpodobně vzniká [[konvekce|konvekčním]] pohybem uvnitř jádra, který vytváří magnetohydrodynamické [[dynamo]].<ref name=Kivelson2002/><ref name=Hauck2002>{{Citace periodika |příjmení=Hauck|jméno=Steven A.|titul=Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede|periodikum=Lunar and Planetary Science|rok=2002|ročník = XXXIII| typ ročníku=svazek|strany=1380|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1380.pdf|formát=PDF}}</ref> 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 byly již zaniklé. Navrženým východiskem je podobné zdůvodnění, jako u popraskaného povrchu – [[slapové jevy]] by dostatečně zahřívaly plášť a bránily tak jádru vychladnout.<ref name=Bland2007/> Dalším vysvětlením by mohla být [[magnetizace|remanentní magnetizace]] křemičitanových hornin v plášti, způsobená v minulosti silným magnetickým polem generovaným magnetohydrodynamickým dynamem.<ref name=Showman1999/> Vedle vlastního magnetického pole má Ganymed, podobně jako [[Callisto (měsíc)|Callisto]] a [[Europa (měsíc)|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&nbsp;n[[tesla|T]].<ref name=Kivelson2002/> Jeho existence naznačuje, že měsíc by mohl mít velké množství podpovrchové slané vody s vysokou elektrickou vodivostí.<ref name=Kivelson2002/> ==Oběžná dráha a rotace== Ganymed obíhá Jupiter ve vzdálenosti 1&nbsp;070&nbsp;400&nbsp;km, a mezi Galileovými měsíci je tedy od Jupitera druhý nejvzdálenější (po Callisto).<ref name="Planetary Society"/> Jeden oběh mu trvá asi sedm dní a tři hodiny. Jako většina známých měsíců má Ganymed [[vázaná rotace|vázanou rotaci]], takže je k planetě stále přivrácen stejnou stranou.<ref name="The Grand Tour"/> 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°.<ref name=Musotto2002>{{cite journal|last=Musotto|first=Susanna|coauthors=Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald|title=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|year=2002|volume=159|pages=500&ndash;504|doi=10.1006/icar.2002.6939| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M | journal = Icarus}}</ref> Tyto oběžné změny současně způsobují, že se [[sklon rotační osy]] (úhel mezi rotační a oběžnou osou) mění mezi 0 až 0,33°.<ref name=Bills2005/> [[File:Galilean moon Laplace resonance animation de.gif|thumb|365px|Animace ukazuje Laplacovu rezonanci měsíce Io s Europou a Ganymedem]] Měsíce Io, Europa a Ganymed se nacházejí v tzv. [[dráhová rezonance|dráhové rezonanci]] 4:2:1. To znamená, že během jednoho oběhu Ganymeda kolem Jupiteru oběhne Europa dvakrát a Io čtyřikrát.<ref name=Musotto2002/><ref name="SPACE.com">{{cite web|url=http://www.space.com/searchforlife/seti_tidal_europa_021003.html | title=High Tide on Europa|work=SPACE.com|accessdate=2007-12-07}}</ref> Horní konjunkce Europy a Io nastává vždy v bodě, kdy je Io nejblíže Jupiteru (tzv. [[Apsida (astronomie)|perijovium]]) a Europa nejdále (tzv. apojovium). Horní konjunkce Europy a Ganymeda nastává, když je Europa v perijoviu.<ref name=Musotto2002/> Jednoduché poměry oběžných dob těchto těles (tzv. Laplaceova rezonance) také umožňují konjunkce trojité.<ref name=Showman1997a>{{cite journal|last=Showman|first=Adam P.|coauthors=Malhotra, Renu|title=Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede|journal=Icarus|year=1997|volume=127|pages=93&ndash;111|doi=10.1006/icar.1996.5669| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1997.pdf|format=PDF}}</ref> Současná Laplaceova rezonance již nedokáže více zvýšit výstřednost dráhy Ganymedu.<ref name=Showman1997a/> Nyní excentricita dosahuje přibližné hodnoty 0,0013, která je pravděpodobně pozůstatkem z dávné historie satelitu, kdy zvyšování výstřednosti dráhy ještě bylo možné.<ref name="SPACE.com"/> 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.<ref name=Showman1997a/> To znamená, že k poslednímu nárůstu výstřednosti muselo dojít nanejvýš před několika stovkami milionů let.<ref name=Showman1997a/> Protože výstřednost oběžné dráhy Ganymedu je relativně malá&nbsp;– v průměru 0,0015<ref name="SPACE.com"/>&nbsp;– znamená to, že slapové zahřívání měsíce je v současné době zanedbatelné.<ref name=Showman1997a/> 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.<ref name=Showman1999/><ref name=Showman1997a/> To pravděpodobně způsobilo významné slapové zahřívání vnitřku Ganymedu. Jeho zvrásněný terén by mohl být důsledkem jedné nebo i více takových episod.<ref name=Showman1999/><ref name=Showman1997a/> Původ Laplaceovy rezonance mezi měsíci Io, Europa a Gynemed není zatím objasněn. Podle jedné z hypotéz je nutné ho hledat již v počátcích sluneční soustavy, <ref name=Peale2002>{{cite journal|last=Peale|first=S.J.|coauthors=Lee, Man Hoi|title=A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites|journal=Science|year=2002|volume=298|pages=593&ndash;597|doi=10.1126/science.1076557| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Sci...298..593P|pmid=12386333}}</ref> 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.<ref name=Showman1997a/> Nakonec došlo k synchronizaci konjunkcí všech tří měsíců a k jejich uzamčení v Laplaceově rezonanci.<ref name=Showman1997a/> == Objevení a pojmenování == 7. 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.<ref name="Discovery">[http://www.iki.rssi.ru/solar/eng/galdisc.htm The Discovery of the Galilean Satellites (anglicky)]</ref> Jako objevitelovi mu připadlo právo pojmenovat měsíce, rozhodl se je pojmenovat „Medicejské měsíce“.<ref name="Naming">[http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html Satellites of Jupiter (anglicky)]</ref> 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.<ref name="Naming"/> Další astronom Simon Marius, která tvrdil, že objevil měsíce Jupiteru před Galileem,<ref name="College">{{cite web | url = http://www.cascadia.ctc.edu/facultyweb/instructors/jvanleer/astro%20sum01/astro101/discovery.htm | archiveurl = http://web.archive.org/web/20060920121740/http://www.cascadia.ctc.edu/facultyweb/instructors/jvanleer/astro+sum01/astro101/discovery.htm | archivedate = 2006-09-20 | title = Discovery | work = Cascadia Community College | accessdate = 2007-11-24}}</ref> navrhoval původně pojmenování „Saturn Jupiteru“, „Jupiter Jupiteru“ (pro Ganymed), „Venuše Jupiteru“ a „Merkur Jupiteru“, ale i toto pojmenování bylo zamítnuto. Ná popud [[Johannes Kepler|Johana Keplera]] Marius se ještě jednou pokusil navrhnout jiná pojmenování pro měsíce:<ref name="Naming"/> {{citace|…Potom budiž Ganymed, nádherný syn krále Trosa, kterého Jupiter, vzav na sebe podobu orlovu, přenesl na svých zádech do nebes, jak dodnes básníci zpívají… Třetí též pán světla, Ganymed…<ref name="Discovery"/>}} 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 vrátily. V dřívější astronomické literatuře je Ganymed uváděn jako [[římské číslice|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.<ref name="Naming"/> Ganymed se stal jediným měsícem Jupiteru, který nese mužské jméno. Ostatní jsou ženského rodu a všechny označují milenky a milence Dia. ==Průzkum== [[File:Voyager.jpg|thumb|222px|Vesmírná sonda [[Program Voyager|Voyager]]]] Několik sond letících či obíhajících okolo Jupiteru zkoumalo detailně měsíc Ganymed. První sonda, která systém navštívila, byla americká sonda [[Pioneer 10]] následovaný [[Pioneer 11|Pioneerem 11]].<ref name="Pioneer 11">{{cite web|url=http://sse.jpl.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Advanced&MCode=Pioneer_11|title=Pioneer 11|work=Solar System Exploration|accessdate=2008-01-06}}</ref> neither of which returned much information about the satellite.<ref name="Terraformers">{{cite web|url=http://society.terraformers.ca/content/view/63/112/|archiveurl=http://web.archive.org/web/20070319083334/http://society.terraformers.ca/content/view/63/112/|archivedate=2007-03-19|title=Exploration of Ganymede|work=Terraformers Society of Canada|accessdate=2008-01-06}}</ref> Po těchto sondách soustavou proletěla dvojice amerických sond [[Voyager 1]] a [[Voyager 2]] v roce [[1979]]. Průlet sond pomohl určit průměr měsíce s výsledkem, že Ganymed je větší než [[Saturn (planeta)|Saturnovo]] měsíc [[Titan (měsíc)|Titan]], což vyvrátilo předchozí názor, že Titan je větší.<ref name="Voyager">{{cite web|url=http://library.thinkquest.org/J0112188/voyager_1_and_2.htm|title=Voyager 1 and 2|work=ThinkQuest|accessdate=2008-01-06}}</ref> The grooved terrain was also seen.<ref name="Voyager Mission">{{cite web|url=http://www.solarviews.com/eng/vgrfs.htm|title=The Voyager Planetary Mission|work=Views of the Solar System|accessdate=2008-01-06}}</ref> V roce 1995 přiletěla do soustavy sonda [[Galileo (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.<ref name="The Grand Tour"/> Jednalo se o průlety nazvané G1, G2, G7, G8, G28 a G29.<ref name=Kivelson2002/> Během nejtěsnějšího průletu G2 proletěla sonda Galileo pouze 264 km nad povrchem měsíce.<ref name=Kivelson2002/> Průlet G1 v roce 1996 přinesl poznatky, že měsíc má vlastní magnetické pole,<ref name="Magnetic Field Discovery">{{cite web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/status961212.html|title=New Discoveries From Galileo|work=Jet Propulsion Laboratory|accessdate=2008-01-06}}</ref> později v roce 2001 bylo ohlášeno objevení podpovrchového oceánu..<ref name=Kivelson2002/><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)|coauthors=William K. Hartmann|year=2005|month=May|pages=108&ndash;114|publisher= Workman Publishing|location=Thailand|edition=3rd|isbn=0-7611-3547-2}}</ref> Sonda Galileo odeslala zpět na [[Země|Zemi]] velké množství spektroskopických snímků, s jejichž pomocí byly objeveny na povrchu složky netvořené ledem.<ref name=McCord1998/> V roce 2007 proletěla kolem Ganymedu americká sonda [[New Horizons]] na své cestě k [[Pluto (plutoid)|Plutu]]. Sonda během průletu vyhotovila mapu [[topografie|topografie]] a složení povrchu.<ref name="New Horizons">[http://www.spacedaily.com/reports/Pluto_Bound_New_Horizons_Spacecraft_Gets_A_Boost_From_Jupiter_999.html Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter (anglicky)]</ref><ref name=Grundy2007>{{cite journal|last=Grundy|first=W.M.|coauthors=Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et al.|title=New Horizons Mapping of Europa and Ganymede| journal=Science|year=2007|volume=318|pages=234&ndash;237|doi=10.1126/science.1147623| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...318..234G|pmid=17932288}}</ref> Na rok [[2020]] je naplánován start mise [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM) ve spolupráci evropské ESA a americké ESA za účelem prozkoumat měsíce Jupiteru. V únoru 2009 agentury společně prohlásily, že tato mise dostane prioritu před misí [[Titan Saturn System Mission]].<ref>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|title=Jupiter in space agencies' sights|first=Paul|last=Rincon|publisher=BBC News|accessdate=2009-02-20|date=2009-02-20}}</ref> I přes to ale bude muset mise soupeřit s ostatními projekty ESA o financování.<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177 ESA – Cosmic Vision 2015&ndash;2025 Proposals (anglicky)]</ref> V případě, že se mise uskuteční, bude se skládat z amerického modulu [[Jupiter Europa Orbiter]], evropského modulu [[Jupiter Ganymede Orbiter]] a [[JAXA|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 [[jaderná reakce|štěpení prvků]].<ref name="JIMO">[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/JIMO.html The Internet Encyclopedia of Science – Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO, anglicky)]</ref> Nicméně mise byla v roce 2005 zrušena pro škrty v [[rozpočet|rozpočtu]].<ref name="JIMO cancellation">[http://www.planetsurveyor.com/latest-space-exploration-news/jupiter-icy-moons-orbiter-victim-of-budget-cut.html Planet Surveyor – Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut (anglicky)]</ref> Další neuskutečněná mise byla například sonda nazvaná ''The Grandeur of Ganymede''.<ref name=Pappalardo2001>[http://www.lpi.usra.edu/meetings/outerplanets2001/pdf/4065.pdf The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission (PDF, anglicky)]</ref> === Související články === * [[Měsíce Jupiteru]] === Literatura === * ČEMAN, Róbert. Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava : Mapa Slovakia Bratislava, 2002. ISBN 80-8067-072-2. * GREGERSEN, Erik. The Outer Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, and the Dwarf Planets. Britannica Educational Pub. ISBN 9781615300143. Str. 109. Anglicky. == Reference == <references/> ==== Poznámky ==== <references group="pozn."/> == Externí odkazy == * [http://www.solarviews.com/eng/ganymede.htm Solarviews.com Ganymede (anglicky)] {{Commonscat|Ganymede (moon)}}{{Jupiterovy měsíce}}{{Článek z Wikipedie}} [[Kategorie:Měsíce Jupiteru]]

Návrat na stránku „Ganymed (měsíc)“.