가니메데

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가니메데

가니메데

갈릴레오 탐사선이 촬영한 가니메데의 사진이다.
발견
최초 발견자 갈릴레오 갈릴레이
발견 일자 1610년 1월 7일
명칭
다른 이름 목성 III
형용사 가니메디안
가니메데안
궤도 성질
근일점 1,069,200 km
원일점 1,071,600 km
반장축 1,070,400 km
이심률 0.0013
공전 주기 7.154 552 96 d
평균 공전 속력 10,880 km
궤도 경사 0.20°
(목성의 적도 기준)
모행성 목성
물리적 성질
평균 지름 2,634.1 ± 0.3 km
(지구의 0.413배)
표면적 8,700만 km2
(지구의 0.171배)
부피 7.6 X 10×10^10 km3
(지구의 0.0704배)
질량 1.4819 X 10×10^23 km3
(지구의 0.025배)
평균 밀도 1.936 g/cm3
표면 중력 1.428 m/s2
(0.146 g)
탈출 속도 2.741 km/s
자전 주기 조석 고정
자전축 기울기 0–0.33°
반사율 0.43±0.02
표면 온도
최저* 평균 최고
70 K 110 K 152 K
대기 특징
대기압 미량
구성 성분 산소

가니메데(목성 III)는 목성의 위성으로, 태양계에서 가장 큰 위성이다. 목성에서 일곱 번째로 떨어진 위성이고, 갈릴레오 위성 중 세 번째로 목성에서 떨어진 위성이다.[1] 7일에 한 번 궤도를 돌고, 1:2:4의 궤도 공명을 위성 에우로파, 이오와 각각 일으킨다. 가니메데의 직경은 5,262km이고, 수성보다 8% 크지만, 수성이 질량은 45% 더 많다.[2] 토성의 위성이고 태양계에서 2번째로 큰 티탄보다 지름이 2% 더 크다. 어떤 위성 보다 더 높은 질량을 가지고,보다 2.02배 무겁다.[3]

가니메데는 규산암과 물의 얼음이 거의 동일한 비율로 이루어져 있다. 이는 아주 다른, 차별화된, 철분이 풍부한 몸을 가졌으며, 액체 상태의 핵, 그리고 여러 층으로 쌓인 바다와 물의 얼음이 일곱 층으로 쌓여 있을 수 있다.[4][5][6] 가니메데의 표면 지형은 2가지 주요 유형으로 이루어져 있다. 어두운 부분은, 4억 년 전에 생긴 충돌 크레이터와 함께, 위성의 세 번째 층을 덮는다. 밝은 부분은, 광범위한 홈에 의해 잘렸고, 능선과 같은 부분은 약간 존재한다. 밝은 지역이 위성의 표면에 쭉 이어져 있는 원인은 밝혀져 있지 않다. 가능성 있는 가설 중 하나가 조석 가열에 의한 판의 이동이다.[7]

가니메데는 자체 자기장이 있는, 태양계에서 유일한 위성이고, 원인으로 추정되는 것은 액체 핵의 대류 현상으로 생기는 것이다.[8] 약한 자기장은 목성의 커다란 자기장에 묻혀 장선의 요동으로 표시된다. 위성은 아주 옅은 산소 대기층을 가지고 있다:O(산소 원자), O2(산소 분자), 그리고 아마도 O3 (오존)이 있을 것이다.[9] 수소 원자는 대기의 옅은 성분이다. 위성이 대기와 관련된 전리층을 가지고 있는지는 확인되지 않았다.[10]

가니메데의 발견은 갈릴레오 갈릴레이에 의해 이루어졌고, 1610년 1월 7일에 처음으로 발견하였다.[11][12][13] 위성의 이름은 천문학자인 시몬 마리우스에 의해 제안되었다. (신화인 가니메데에 대해서: 그리스 신들에게 술을 날라주는 사람임과 동시에 제우스 가 사랑하는 사람)[14] 파이어니어 10호로 불리는 우주선에 의해, 우주선은 가니메데를 밀접하게 관찰할 수 있게 되었다.[15] 보이저 우주선은 크기는 비슷하지만 더 좋은 성능으로 관측하였고, 갈릴레오 우주선은 자기장과 지하 바다를 발견하였다. 목성을 향한 다음 계획은 유럽우주국목성 얼음 위성 궤도선 (JUICE)이고, 2022년에 발사될 예정이다. 탐사선은 세 개의 얼음 위성을 지나간 뒤 가니메데 선회 궤도에 진입할 예정이다.[16]

발견과 작명[편집]

1610년 1월 7일, 갈릴레오 갈릴레이는 목성 주변에 3개의 별이 있는 것을 발견했고, 가니메데와 칼리스토를 발견하였고, 목성과 거의 붙어 있던 이오에우로파도 발견하였다; 다음 날 밤, 그 빛들은 움직인다고 밝혀졌다. 1월 13일에, 그는 한 번에 4개의 위성을 모두 보고 있었지만, 적어도 한 개의 위성이 전 위치에 있다는 것을 알 수 있었다. 1월 15일에, 갈릴레오는 그 빛들이 목성 주위를 움직인다고 결론지었다.[11][12][13] 그는 위성의 작명에 대한 권리를 주장했다; 그는 이 별을 "우주의 별"로 보고, 이름을 "메디시의 별"로 지었다.[17]

지구, 그리고 가니메데의 크기 비교.

프랑스의 천문학자인 Nicolas-Claude Fabri de Peiresc는 메디시의 별들의 이름을 각각 분리해야 한다고 말했다, 그러나 그의 제안은 채택되지 않았다[17] 시몬 마리우스, 이 사람은 원래 자신이 갈릴레오 위성을 발견했다고 주장했다.[18] 목성과 토성의 위성에 이름을 붙이려고 시도했고, "목성의 목성" (이건 가니메데였다), "목성의 금성", "목성의 수성"으로 지었으나, 채택되지 않았다. 요하네스 캐플러와 마리우스는 위성에 이름을 붙이려 다시 한 번 시도했다:[17]

"... 그러면 저 위성은 가니메데로 하기로 하자고, 우화적 이야기로, 왕 트로스의 잘 생긴 아들이고, 독수리의 형태를 취한 제우스에게 하늘로 이송되지 ...세 번째 빛의 위엄이 있는, 가니메데 ..."[19]
갈릴레오가 레오나르도 도나에게 갈릴레오 위성의 발견을 설명하는 편지

로마식 이름과 다른 갈릴레오 위성의 이름들은 상당한 시간 동안 사람들이 싫어하게 되었고, 그리고 20세기 중반까지 별로 사용되지 않았다. 이전의 천문학의 많은 논문에서, 가니메데는 로마 숫자로 붙인 번호로 많이 불렸다(갈릴레오에 의해 도입된 제도) 목성 III 이나 "목성의 세번째 위성"으로 불렀다. 토성의 위성을 찾는 과정에서, 케플러가 발견한 위성들에 도입한 작명 제도가 그대로 목성에 사용되었다.[17] 가니메데는 남성 그림의 이름을 딴 목성의 유일한 위성이다 — 이오, 에우로파, 칼리스토처럼, 가니메데도 제우스의 연인이다.

중국의 천문학 기록에 의하면, 기원전 365년, 간드는 목성의 위성을 발견했다. 아마도 육안으로 가니메데를 발견했을 것이다.[20][21]

공전과 자전[편집]

가니메데의 궤도는 목성에서 1,070,400 km 떨어져 있고, 갈릴레오 위성 중에 세 번째로 목성에서 떨어져 있고,[22] 목성 주변을 7일 3시간 주기로 돈다. 많은 위성들처럼, 가니메데는 조석 고정되어 있기 때문에, 한 면이 항상 목성을 바라본다.[23] 가니메데의 궤도는 목성의 적도에 대해서 약간 기울어져 있고, 그리고 이심률기울기, 변하는 준주기의 동맹으로 인해, 태양계 중력에 소동을 일으킨다. 변화의 범위는 0.0009,–0.0022, 0.05–0.32°이고, 각기 다르다.[24] 이런 궤도 변화는 축 경사 (회전과 궤도 축 사이의 각도) 는 0에서0.33°까지 변할 수 있다.[25]

가니메데는 이오, 에우로파와 궤도 공명을 일으킨다: 가니메데가 1번 돌 때마다, 에우로파는 2번 돌고, 이오는 4번 돈다.[24][26] 이오가 근일점에 있고 에우로파가 원일점에 있을 때 현상이 발생한다. 또는 에우로파가 근일점에 있을 때 합 현상이 발생한다.[24] 이오–에우로파와 에우로파–가니메데의 접속사의 경도는 같은 경도로 변경되고, 따라서 세 계의 위성이 동시에 합이 불가능하고, 이러한 복잡한 공진을 라플라스 공명이라고 한다.[27]

지금 라플라스 공명의 상태는 가니메데 바깥쪽의 궤도에 대한 공명 현상을 만들 수 없다.[27] 0.0013의 값은 아마도 옛날에 공명이 가능했던 때에 만들어진 값이다.[26] 갈릴레오 위성의 이심률이 다소 수수께끼가 있다; 지금 공명이 일어나지 않는 부분으로 보아 가니메데에 있는 지하 구조는 오래전에 붕괴했어야 한다.[27] 이 사실은 마지막 이야기가 몇 억 년 정도 전에 일어났음을 의미한다.[27] 왜냐하면 가니메데의 이심률이 상대적으로 낮기 때문에,—평균 0.0015가 나와야 하기 때문이다.[26]— 이제 이 위성의 조석 가열은 무시할 수 있는 수준이다.[27] 그리고, 옛날의 가니메데는 아마도 1 이상의 라플라스 공진 통과 수(예시:가니메데가 1 공전할 때 에우로파는 2 공전하므로 에우로파의 값은 2)를 가졌을 수 있다[lower-alpha 1] 즉, 0.01~0.02의 높은 값으로 이심률을 밀어 올릴 수 있었다.[7][27] 이 상황은 아마 가니메데 내부의 심한 조석 가열을 유발했을 것이다; 펼쳐진 모양의 지형은 이 조석 가열의 결과물일지 모른다.[7][27]

이오, 에우로파, 가니메데의 라플라스 공명에 관한 두 가지 설이 있다: 한 가지는 원시 태양계 시절부터 존재했다는 것이다;[28] 혹은 태양계의 형성 후에 만들어졌다는 것이다. 후자의 시나리오에 관한 진행 순서는 다음과 같다: 이오는 목성과 조석 작용을 일으키고, 에우로파와 2:1의 공명을 가지게 된 후 궤도를 계속 확장한다; 확장은 계속 이루어진다. 하지만 조금의 운동량는 에우로파로 전달되고, 이는 공진을 계속 유지하는 원인이 된다; 에우로파와 가니메데가 2:1의 공진을 가지게 될 때까지 계속한다.[27]결국 세 위성 사이의 운동량은 라플라스 공명에 의한 동기화 때문에 같은 양을 유지한다.[27]

물리적 특성[편집]

구성 성분[편집]

가니메데의 묘사는 경도 W 45°를 기준으로 묘사했다. 상부 및 하부 어두운 구역은 페린과 니콜슨 영역이다; 밝은 동심원 화구들은, 오른쪽 위의 화구는 트로스라고 부르고,왼쪽 밑의 화구는 시스티라 부른다.

가니메데의 평균 밀도는, 1.936 g/cm3이다. 주로 얼음과 암석이 등분된 것이라 생각된다.[7] 얼음의 질량 분율은 아마도 46~50% 사이라고 생각되고, 칼리스토에 비해 약간 낮다.[29] 암모니와와 같은 추가적인 휘발성 얼음도 존재한다고 생각된다.[29][30] 가니메데의 암석은 알려진 바가 없지만, 아마도 L/LL 형 일반 구립 운석에 가까울 것으로 생각되며, 적은 양의 핵을 가지고 있을 것으로 생각되며, 적은 양의 금속 철과 산화철로 이루어진, H 형 운석에 가까울 것으로 생각된다. 가니메데에서 규소에 대한 철의 중량비는 1.05–1.27로 생각된다. 참고로, 태양의 비율은 1.8.이다.[29]

가니메데의 표면 반사율은 43% 정도이다.[31] 얼음과 물이 50%~90% 정도의 비율로 표면에 뒤덮여 있는 것으로 생각되며,[7] 가니메데의 내부보다 더 많이 존재하는 것으로 생각된다. 적외선 분광법에 의해 1.04, 1.25, 1.5, 2.0과 3.0 μm의 파장에서 강한 흡수선이 발견되었다.[31] 얼음은 그루브 지형을 밝게 하고 어두운 지역보다 더 많은 양의 얼음이 밝은 지역에 함유되어 있다.[32] 근적외선과 자외선 스팩트럼 자료를 갈릴레오 우주선과 지상에서 고해상도로 관측해, 물과 관련된 원소 구성비를 발표했다: 이산화탄소, 이산화황이 존재한다. 그리고, 시아노겐, 수산화 황산염 그리고 다양한 유기 화합물이 있을 것으로 추정된다.[7][33] 갈릴레오는 또한 황산 마그네슘 (MgSO4)이 표면에 존재하는 것을 보여 주었고, 황산 나트륨 (Na2SO4)이 가니메데의 표면에 아마도 존재할 것이라는 것을 보여 주었다.[23][34] 이러한 소금 광물은 지하 바다에서 발생할 가능성이 있다.[34]

가니메데의 표면은 비대칭하다;[lower-alpha 2]주요 반구가 후행 반구보다 밝다.[31] 이는 에우로파와 비슷하지만, 반대의 경우인 칼리스토도 마찬가지이다.[31] 가니메데의 후행 반구는 이산화황이 풍부한 것으로 나타난다.[35][36] 이산화탄소의 분포는 반구 비대칭을 보여주지 않고, 이산화탄소는 극 근처에서 발견되지 않는다.[33][37] 가니메데의 모든 충돌 분화구는(하나를 제외하고), 이산화탄소가 뭉친 모습을 보여주지 않고, 이는 또한 칼리스토와 구별된 모습이다. 가니메데의 이산화탄소 가스는 아마도 과거에 고갈되었을 것이다.[37]

내부 구조[편집]

가니메데의 지하 구조 상상도[4][6]

가니메데는 구조가 완전히 차별화된 것으로 보인다. 황화철로 이루어진 규산으로 이루어져 있는 맨틀로 이루어져 있다.[7][38]가니메데 내부에 있는 이 층의 자세한 길이는 규산염의 비율 가정(감람석휘석의 분수)과 핵에 있는 황산의 양에 따라 달라진다.[29][38][39]

지하 바다[편집]

1970년, 나사의 과학자들이 두 얼음층 사이에 있을지도 모르는 거대 바다를 생각하게 된다.[7][4][38][40] 1994년에, 미항공우주국의 갈릴레오 우주선은 가니메데를 지나쳐 가며, 위성에 있는 바다를 확인하였다. 2014년에 발표된 분석에 따르면, 소금의 영향을 고려하여, 가니메데에는 여러 층의 얼음과 암석 맨틀에 인접해 있는 여러 층의 바다로 이루어져 있다.[4][5][6] 물과 바위의 접축은 생명의 기원에 중요한 원인이 될 수도 있다[4]

[편집]

가니메데는 철이 풍부한 액체 핵을 가지고 있고, 이로 인해 자기장이 존재한다는 것을 갈릴레오 탐사선이 발견했다.[41] 액체 철 핵에서 대류 현상이 일어나고, 이는 높은 전도성을 갖게 한다. 이것이 가장 자연스러운 자기장 발생 모델이다.[8] 핵의 밀도는5.5–6 g/cm3이고, 규산염 맨틀의 밀도는 3.4–3.6 g/cm3이다.[29][38][39][41] 이 핵의 반경은 최대 500 km일 수 있다.[41] 가니메데의 핵 온도는 아마도815–926 ℃일 것이고, 핵의 기압은 10G Pa가 넘을 것이다.[38][41]

표면의 특징[편집]

하르파지아 고랑은 젊고, 날카로운 모습은 니콜슨 지역의 고대 지형을 분할하고 있고, 정밀하게 평형으로 뻗어 있다.
가니메데의 뒷쪽 이미지를 갈릴레오 우주선이 선명하게 촬영했다.[42] 타시메텀 분화구의 빛이 오른쪽 아래에 있고, 그리고 오른쪽 위 허쉬프 충돌구의 큰 분출물 표면이 있다. 어두운 니콜슨 지역의 일부는 오른쪽 아래에 표시되고, 하르페지아 고랑에 의해 오른쪽 상단에 경계가 있다.
굴라 충돌구와 이켈로스 충돌구가 아래쪽에 보인다. 가니메데의 파인 지형들은, 분출물와 "받침대", 그리고 램파트들을 같이 데리고 있다.

가니메데의 표면은 2가지 지형이 혼합되어 있는 모습이다. 전체적으로 매우 오래되었고, 높은 층돌구(크레이터), 어두운 영역은 다소 젊고(하지만 아직 고대 지형입니다), 밝은 영역은 도랑과 평지의 조합으로 이루어져 있다. 어두운 지형은 표면의 3분의 1을 차지했다.[43] 점토나 충돌구에서 유기 물질이 나타날 가능성이 있다.[44]

가니메데의 표면에 있는 긴 줄이 생기게 한 '가열 기구'는 행성 과학의 해결되지 않은 문제들 중 하나이다. 현제 가니메데의 표면은 자연적인 지각 변동에 의한 홈이 많다.[7] 얼음 화산이 만약 존재한다면, 약간의 역활을 했다고 생각된다.[7] 가니메데의 얼음 암석 지각에 많은 양의 압력을 준 것은 조석 가열과 연관되 있을 수도 있고, 위성이 불안정한 궤도 공명 때문에 일어난 것일 수도 있다.[7][45] 얼음에 압력이 걸리며 얼음이 구부러지는 것 때문에, 열이 발생하여 암석 지각이 가열될 수 있고 , 이로 인해서 [지구-지루 체계|균열]]이 발생하고, 이는 표면의 70%인 어두운 지형을 지워 나간다.[7][46] 홈이 파인 지형과 빠르게 핵이 생겨난 것도 조석 가열과 연관지을 수 있다. 상 전이열 팽창이 일어나서 1–6%의 미세한 변화가 있는데, 이는 조석 가열이 원인일 수도 있다.[7] 이후 진화 과정에서, 따뜻한 물과 연기는 핵에서 표면으로 올라왔을 수 있고, 암석 지각의 지각 변동으로 이어졌을 가능성이 있다.[47] 방사열은 위성에서 가장 관련성이 높은 가열 원인이다. 예를 들어, 바다의 깊이를 결정한다. 연구의 모형은 가니메데의 궤도 편심이 지금보다 더 컸을 때를 기준으로 연구하였다(과거에 그랬을 지도 모르니). 그 결과 조석 가열이 방사열보다 더 실질적인 열원이 된다.[48]

충돌구의 지형은 크게 두 가지로 분류할 수 있는데, 어두운 지역에서 특히 많이 보인다: 충돌구가 표면에 포화 상태가 될 것으로 보일 정도다.[7] 밝은 부분은, 충돌구가 별로 보이지 않고, 충돌구가 진화에 중요한 역활을 하지 않은 것으로 보인다.[7] 충돌구의 밀도로 나이를 추산한 결과 어두운 곳의 충돌구의 나이는 40억 년 되었다. 의 고지와 비슷한 나이이고, 그리고 홈이 파인 지형은 조금 젊다(하지만 얼마나 젊은지는 불확실하다).[49] Ganymede may have experienced a period of heavy cratering 3.5 to 4 billion years ago similar to that of the Moon.[49] If true, the vast majority of impacts happened in that epoch, whereas the cratering rate has been much smaller since.[3] Craters both overlay and are crosscut by the groove systems, indicating that some of the grooves are quite ancient. Relatively young craters with rays of ejecta are also visible.[3][50] Ganymedian craters are flatter than those on the Moon and Mercury. This is probably due to the relatively weak nature of Ganymede's icy crust, which can (or could) flow and thereby soften the relief. Ancient craters whose relief has disappeared leave only a "ghost" of a crater known as a palimpsest.[3]

One significant feature on Ganymede is a dark plain named Galileo Regio, which contains a series of concentric grooves, or furrows, likely created during a period of geologic activity.[51]

Ganymede also has polar caps, likely composed of water frost. The frost extends to 40° latitude.[23] These polar caps were first seen by the Voyager spacecraft. Theories on the formation of the caps include the migration of water to higher latitudes and bombardment of the ice by plasma. Data from Galileo suggests the latter is correct.[52] The presence of a magnetic field on Ganymede results in more intense charged particle bombardment of its surface in the unprotected polar regions; sputtering then leads to redistribution of water molecules, with frost migrating to locally colder areas within the polar terrain.[52]

가니메데의 지질 지도(2014년 2월 11일).
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가니메데의 지질 지도(2014년 2월 11일).

대기권과 전리층[편집]

1972년, 인도의 한 팀이, British and American astronomers working at Java (Indonesia) and Kavalur (India) claimed that they had detected a thin atmosphere around the satellite during an occultation, when it and Jupiter passed in front of a star.[53] They estimated that the surface pressure was around 0.1 Pa.[53] However, in 1979 Voyager 1 observed an occultation of a star (κ Centauri) during its flyby of the planet, with differing results.[54] The occultation measurements were conducted in the far-ultraviolet spectrum at wavelengths shorter than 200 nm; they were much more sensitive to the presence of gases than the 1972 measurements in the visible spectrum. No atmosphere was revealed by the Voyager data. The upper limit on the surface particle number density was found to be 1.5틀:Esp cm−3, which corresponds to a surface pressure of less than 2.5 µPa.[54] The latter value is almost five orders of magnitude less than the 1972 estimate.[54]

Despite the Voyager data, evidence for a tenuous oxygen atmosphere (exosphere) on Ganymede, very similar to the one found on Europa, was found by the Hubble Space Telescope (HST) in 1995.[9][55] HST actually observed airglow of atomic oxygen in the far-ultraviolet at the wavelengths 130.4 nm and 135.6 nm. Such an airglow is excited when molecular oxygen is dissociated by electron impacts,[9] evidence of a significant neutral atmosphere composed predominantly of O2 molecules. The surface number density probably lies in the 1.2틀:Esp–7틀:Esp cm−3 range, corresponding to the surface pressure of 0.2–1.2 µPa.[9][lower-alpha 3] These values are in agreement with the Voyager's upper limit set in 1981. The oxygen is not evidence of life; it is thought to be produced when water ice on Ganymede's surface is split into hydrogen and oxygen by radiation, with the hydrogen then being more rapidly lost due to its low atomic mass.[55] The airglow observed over Ganymede is not spatially homogeneous like that over Europa. HST observed two bright spots located in the northern and southern hemispheres, near ± 50° latitude, which is exactly the boundary between the open and closed field lines of the Ganymedian magnetosphere (see below).[56] The bright spots are probably polar auroras, caused by plasma precipitation along the open field lines.[57]

False color temperature map of Ganymede

The existence of a neutral atmosphere implies that an ionosphere should exist, because oxygen molecules are ionized by the impacts of the energetic electrons coming from the magnetosphere[58] and by solar EUV radiation.[10] However, the nature of the Ganymedian ionosphere is as controversial as the nature of the atmosphere. Some Galileo measurements found an elevated electron density near Ganymede, suggesting an ionosphere, whereas others failed to detect anything.[10] The electron density near the surface is estimated by different sources to lie in the range 400–2,500 cm−3.[10] As of 2008, the parameters of the ionosphere of Ganymede are not well constrained.

Additional evidence of the oxygen atmosphere comes from spectral detection of gases trapped in the ice at the surface of Ganymede. The detection of ozone (O3) bands was announced in 1996.[59] In 1997 spectroscopic analysis revealed the dimer (or diatomic) absorption features of molecular oxygen. Such an absorption can arise only if the oxygen is in a dense phase. The best candidate is molecular oxygen trapped in ice. The depth of the dimer absorption bands depends on latitude and longitude, rather than on surface albedo—they tend to decrease with increasing latitude on Ganymede, whereas O3 shows an opposite trend.[60] Laboratory work has found that O2 would not cluster or bubble but dissolve in ice at Ganymede's relatively warm surface temperature of 100 K.[61]

A search for sodium in the atmosphere, just after such a finding on Europa, turned up nothing in 1997. Sodium is at least 13 times less abundant around Ganymede than around Europa, possibly because of a relative deficiency at the surface or because the magnetosphere fends off energetic particles.[62] Another minor constituent of the Ganymedian atmosphere is atomic hydrogen. Hydrogen atoms were observed as far as 3,000 km from Ganymede's surface. Their density on the surface is about 1.5틀:Esp cm−3.[63]

자기장[편집]

Magnetic field of the Jovian satellite Ganymede, which is embedded into the magnetosphere of Jupiter. Closed field lines are marked with green color.

The Galileo craft made six close flybys of Ganymede from 1995–2000 (G1, G2, G7, G8, G28 and G29)[8] and discovered that Ganymede has a permanent (intrinsic) magnetic moment independent of the Jovian magnetic field.[64] The value of the moment is about 1.3틀:Esp T·m3,[8] which is three times larger than the magnetic moment of Mercury. The magnetic dipole is tilted with respect to the rotational axis of Ganymede by 176°, which means that it is directed against the Jovian magnetic moment.[8] Its north pole lies below the orbital plane. The dipole magnetic field created by this permanent moment has a strength of 719 ± 2 nT at Ganymede's equator,[8] which should be compared with the Jovian magnetic field at the distance of Ganymede—about 120 nT.[64] The equatorial field of Ganymede is directed against the Jovian field, meaning reconnection is possible. The intrinsic field strength at the poles is two times that at the equator—1440 nT.[8]

The permanent magnetic moment carves a part of space around Ganymede, creating a tiny magnetosphere embedded inside that of Jupiter; it is the only moon in the Solar System known to possess the feature.[64] Its diameter is 4–5 RG (RG = 2,631.2 km).[65] The Ganymedian magnetosphere has a region of closed field lines located below 30° latitude, where charged particles (electrons and ions) are trapped, creating a kind of radiation belt.[65] The main ion species in the magnetosphere is single ionized oxygen—O+[10]—which fits well with Ganymede's tenuous oxygen atmosphere. In the polar cap regions, at latitudes higher than 30°, magnetic field lines are open, connecting Ganymede with Jupiter's ionosphere.[65] In these areas, the energetic (tens and hundreds of kiloelectronvolt) electrons and ions have been detected,[58] which may cause the auroras observed around the Ganymedian poles.[56] In addition, heavy ions continuously precipitate on Ganymede's polar surface, sputtering and darkening the ice.[58]

The interaction between the Ganymedian magnetosphere and Jovian plasma is in many respects similar to that of the solar wind and Earth's magnetosphere.[65][66] The plasma co-rotating with Jupiter impinges on the trailing side of the Ganymedian magnetosphere much like the solar wind impinges on the Earth's magnetosphere. The main difference is the speed of plasma flow—supersonic in the case of Earth and subsonic in the case of Ganymede. Because of the subsonic flow, there is no bow shock off the trailing hemisphere of Ganymede.[66]

In addition to the intrinsic magnetic moment, Ganymede has an induced dipole magnetic field.[8] Its existence is connected with the variation of the Jovian magnetic field near Ganymede. The induced moment is directed radially to or from Jupiter following the direction of the varying part of the planetary magnetic field. The induced magnetic moment is an order of magnitude weaker than the intrinsic one. The field strength of the induced field at the magnetic equator is about 60 nT—half of that of the ambient Jovian field.[8] The induced magnetic field of Ganymede is similar to those of Callisto and Europa, indicating that this moon also has a subsurface water ocean with a high electrical conductivity.[8]

Given that Ganymede is completely differentiated and has a metallic core,[7][41] its intrinsic magnetic field is probably generated in a similar fashion to the Earth's: as a result of conducting material moving in the interior.[8][41] The magnetic field detected around Ganymede is likely to be caused by compositional convection in the core,[41] if the magnetic field is the product of dynamo action, or magnetoconvection.[8][67]

Despite the presence of an iron core, Ganymede's magnetosphere remains enigmatic, particularly given that similar bodies lack the feature.[7] Some research has suggested that, given its relatively small size, the core ought to have sufficiently cooled to the point where fluid motions and a magnetic field would not be sustained. One explanation is that the same orbital resonances proposed to have disrupted the surface also allowed the magnetic field to persist: with Ganymede's eccentricity pumped and tidal heating increased during such resonances, the mantle may have insulated the core, preventing it from cooling.[46] Another explanation is a remnant magnetization of silicate rocks in the mantle, which is possible if the satellite had a more significant dynamo-generated field in the past.[7]

기원과 진화[편집]

Ganymede probably formed by an accretion in Jupiter's subnebula, a disk of gas and dust surrounding Jupiter after its formation.[68] The accretion of Ganymede probably took about 10,000 years,[69] much shorter than the 100,000 years estimated for Callisto. The Jovian subnebula may have been relatively "gas-starved" when the Galilean satellites formed; this would have allowed for the lengthy accretion times required for Callisto.[68] In contrast Ganymede formed closer to Jupiter, where the subnebula was denser, which explains its shorter formation timescale.[69] This relatively fast formation prevented the escape of accretional heat, which may have led to ice melt and differentiation: the separation of the rocks and ice. The rocks settled to the center, forming the core. In this respect, Ganymede is different from Callisto, which apparently failed to melt and differentiate early due to loss of the accretional heat during its slower formation.[70] This hypothesis explains why the two Jovian moons look so dissimilar, despite their similar mass and composition.[40][70] Alternative theories explain Ganymede's greater internal heating on the basis of tidal flexing[71] or more intense pummeling by impactors during the Late Heavy Bombardment.[72][73][74]

After formation, the Ganymedian core largely retained the heat accumulated during accretion and differentiation, only slowly releasing it to the ice mantle like a kind of thermal battery.[70] The mantle, in turn, transported it to the surface by convection.[40] Soon the decay of radioactive elements within rocks further heated the core, causing increased differentiation: an inner, ironiron sulfide core and a silicate mantle formed.[41][70] With this, Ganymede became a fully differentiated body. By comparison, the radioactive heating of undifferentiated Callisto caused convection in its icy interior, which effectively cooled it and prevented large-scale melting of ice and rapid differentiation.[75] The convective motions in Callisto have caused only a partial separation of rock and ice.[75] Today, Ganymede continues to cool slowly.[41] The heat being released from its core and silicate mantle enables the subsurface ocean to exist,[30] whereas the slow cooling of the liquid Fe–FeS core causes convection and supports magnetic field generation.[41] The current heat flux out of Ganymede is probably higher than that out of Callisto.[70]

좌표 시스템[편집]

아나트라는 크레이터가 있고, 이 크레이터가 가니메데의 좌표를 정하기 위한 좌표를 제공한다. 정의된 값에 의하면, 아나트는 경도 128도에 있다.[76]

탐사[편집]

파이어니어 10호에 의해 1973년에 촬영된 가니메데

여러 탐사선은 목성을 지나쳐 가거나 궤도에 진입하여 가니메데를 더 밀접하게 살펴 보았다. 1970년에 일어났던 네 번의 근접 통과와, 1990년대와 2000년대에 여러 근접한 통과가 있었다.

파이어니어 10호는 1973년에 목성을 지나쳐 갔고, 파이어니어 11호는 1974년에 지나쳐 가며,[77] 위성에 대한 정보를 지구로 보냈다.[78]표면에서 400km 정도의 거리에 대한 더 구체적인 물리적 정보를 받아 낼 수 있었다.[79] 파이어니어 호가 최고로 가니메데에 접근한 거리는 446,250 km이다.[80]

보이저 1호보이저 2호 는 다음으로 가니메데를 관찰했다. 1979년에 목성을 지나쳤다. 탐사선은 위성의 크기를 더 정확하게 알아내었고, 이 위성의 크기는 토성의 위성 티탄보다 더 컸다. 예전 관측 결과에 비해 더 커졌다.[81] The grooved terrain was also seen.[82]

1995년, 갈릴레오 우주선은 목성 궤도에 진입한 후, 1996년부터 2000년까지 여섯 번의 근접통과를 가니메데에서 실시했다.[23] 이들 근접통과는 G1, G2, G7, G8, G28, G29라고 불린다.[8] 가장 가까웠던 근접통과는 —G2—였다. 갈릴레오는 가니메데 표면에서 264 km 떨어진 곳을 지나갔다.[8] G1 근접통과가 1996년에 이뤄지고, 이 때 가니메데의 자기장이 발견되었다.[83] 바다의 발견은 2001년에 발표되었다.[8][23] 갈릴레오 우주선은 여러 가지의 스펙트럼을 전송하고, 이 이미지로 가니메데 표면에 존재하는 물을 발견했다.[33]

가장 최근에 가니메데를 마주한 탐사선은 뉴 허라이즌스탐사선이다. 명왕성으로 가는 속력을 얻기 위해 목성 근접통과를 한 것이다. 탐사선은 가속하면서 가니메데의 지형 지도를 만들었다.[84][85]

추후 탐사 계획[편집]

에우로파 목성 시스템 미션(EJSM)은 2020년에 발사가 예정되었다. 미항공우주국유럽우주국은 가니메데를 포함한, 목성의 위성 탐사를 공동 추진했다. 2009년 2월, 미항공우주국과 유럽우주국은 타이탄 토성 시스템 미션에 우선권을 부여했다.[86] EJSM은 미항공우주국이 주도하는 목성 에우로파 궤도선과, 유럽우주국이 주도하는 목성 가니메데 궤도선, 그리고 아마도 일본 우주할공연구개발기구가 주도하는 목성 자기권 궤도선으로 구성되어 있다. 유럽우주국 내부에서 프로젝트별 자금 확보 경쟁이 일어났다. [87] 하지만 2012년 5월 2일, 유럽우주국 주도 부분이 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)으로 바뀌게 되고, 2022년 L1 발사대에서 아리안 5호로 발사된다는 것이 확정되었다. 유럽우주국의 우주과학 탐사가 발전하게 되었다.[88] 우주선은 칼리스토와 에우로파를 낮게 지나쳐 가고, 가니메데 궤도에 들어서 여러 자료를 수집한다.[89]

러시아 우주 연구 기관은 현제 가니메데 착륙선(GL)을 평가하고 있다. 이 임무가 우주 생물학을 발전시킬 수 있을지를 집중 평가하고 있다.[90] 가니메데 착륙선과 파트너가 될 것으로 보이는 탐사선은 목성 얼음 위성 탐사선이다.[90][91] 이 계획이 채택된다면, 2024년에 발사될 것이고, 이 일정은 목성 얼음 위성 궤도선과 맞을 수 있다.[90]

주노탐사선은 2010년에 행성 과학 규모 과학적 조사 연구회에서 제안되었다.[92] 가능한 장비는 중간 정도의 해상도를 가진 카메라를 포함해서, 플럭스 게이터 자기계, 가시광선/근적외선 분광계, 레이저 고도계, 저에너지 또는 고에너지 플라즈마 검출계, 이온 및 중성 질량 분석계, 자외선 분광계, 라디오 및 플라즈마 신호 감지계, 좁은 각도의 카메라, 그리고 표면 레이더가 있다.[92]

가니메데의 궤도에 진입하는 취소된 제안 중 하나는 목성 얼음 위성 궤도선이 있다. 그 우주선은 핵분열을 사용하도록 설계되었고, 이온 엔진으로 추력을 내게 하여 이전보다 더 상세하게 가니메데를 연구할 수 있게 하는 것이 목적이었다.[93] 그러나 예산 삭감으로 2005년에 취소되었다.[94] 또 다른 오래된 제안은 '가니메데의 웅장함'이라고 불렸다.[44]

문서 참조[편집]

노트[편집]

  1. 이오–에우로파와 에우로파–가니메데의 값은 비율이 아닌 화합 유리수이므로, 속도로 변경되는 것이 되고 이는 현제 있는 갈릴레오 위성의 라플라스 공명과 비슷하다. 화합 비율은 라플라스 공진으로 환산될 수 있다.
  2. 주요 반구는 궤도 운동 방향으로 향하는 반구이다; 후행 반구란 역방향인 반구이다.
  3. The surface number density and pressure were calculated from the column densities reported in Hall, et al. 1998, assuming a scale height of 20 km and temperature 120 K.

바깥 고리[편집]

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  2. Ganymede. nineplanets.org (31 October 1997). 2008년 2월 27일에 확인.
  3. Clavin, Whitney, "어쩌면 가니메데의 안쪽에 대양과 얼음의 '클럽 센드위치'가 존재할 수도 있다", 《Jet Propulsion Laboratory》, 1 May 2014 작성. 2014년 5월 1일 확인.
  4. Vance, Steve (12 April 2014). 가니메데의 내부 구조, 얼음과 마그네슘 바다 등의 열역학 구조. 《Planetary and Space Science》. doi:10.1016/j.pss.2014.03.011. 2014년 5월 2일에 확인.
  5. Staff (1 May 2014). Video (00:51) - 목성의 '클럽 샌드위치' 위성. 《NASA》. 2014년 5월 2일에 확인.
  6. Showman, Adam P. (1999년). 갈릴레오 위성 (PDF). 《Science》 286 (5437): 77–84. PMID 10506564. doi:10.1126/science.286.5437.77.
  7. Kivelson, M.G. (2002년). The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede (PDF). 《Icarus》 157 (2): 507–522. doi:10.1006/icar.2002.6834. Bibcode2002Icar..157..507K.
  8. Hall, D.T. (1998년). The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede. 《The Astrophysical Journal》 499 (1): 475–481. doi:10.1086/305604. Bibcode1998ApJ...499..475H.
  9. Eviatar, Aharon (2001년). The ionosphere of Ganymede (ps). 《Planet. Space Sci.》 49 (3–4): 327–336. doi:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. Bibcode2001P&SS...49..327E.
  10. Galilei, Galileo (March 1610). Sidereus Nuncius (PDF). University of Oklahoma History of Science. 2010년 1월 13일에 확인.
  11. Wright, Ernie. Galileo's First Observations of Jupiter (PDF). University of Oklahoma History of Science. 2010년 1월 13일에 확인.
  12. NASA: Ganymede. Solarsystem.nasa.gov (2009년 9월 29일). 2010년 3월 8일에 확인.
  13. 인용 오류: <ref> 태그가 잘못되었습니다; .EC.9E.91.EB.AA.85라는 이름을 가진 주석에 제공한 텍스트가 없습니다
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  15. Amos, Jonathan, "유럽우주국이 10억을 쏟아부어 목성 탐사선 발사", 2 2012년 5월 작성. 2012년 5월 2일 확인.
  16. 목성의 위성들. 《갈릴레오 계획》. 2007년 11월 24일에 확인.
  17. Discovery. 《Cascadia Community College》. 2006년 9월 20일에 보존된 문서. 2007년 11월 24일에 확인.
  18. 갈릴레오 위성의 발견. 《Views of the Solar System》. Space Research Institute, Russian Academy of Sciences. 2007년 11월 18일에 보존된 문서. 2007년 11월 24일에 확인.
  19. 미국 평원 인디언들의 겨울 천문 기록.
  20. Ancient Astronomy in Modern China.
  21. 목성의 위성. 《The Planetary Society》. 2007년 12월 31일에 보존된 문서.
  22. Miller, Ron (May 2005). 《그랜드 투어: 태양계를 여행하는 여행자를 위한 가이드》, 3rd, Thailand: Workman Publishing, 108–114쪽. ISBN 0-7611-3547-2
  23. Musotto, Susanna (2002년). Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. 《Icarus》 159 (2): 500–504. doi:10.1006/icar.2002.6939. Bibcode2002Icar..159..500M.
  24. Bills, Bruce G. (2005년). 목성과 갈릴레오 위성의 무료이면서 강제적인 경사. 《Icarus》 175 (1): 233–247. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. Bibcode2005Icar..175..233B.
  25. Phillips, Cynthia (3 October 2002). 에우로파의 높은 조석 가열. 《SPACE.com》. 2002년 10월 17일에 보존된 문서.
  26. Showman, Adam P. (1997년). 라플라스 공명에 의한 가니메데의 조석 가열 (PDF). 《Icarus》 127 (1): 93–111. doi:10.1006/icar.1996.5669. Bibcode1997Icar..127...93S.
  27. Peale, S.J. (2002년). 갈릴레오 위성들의 라플라스 공명 태고의 기원. 《Science》 298 (5593): 593–597. PMID 12386333. arXiv:astro-ph/0210589. doi:10.1126/science.1076557. Bibcode2002Sci...298..593P.
  28. Kuskov, O.L. (2005년). 에우로파와 칼리스토의 내부 구조. 《Icarus》 177 (2): 550–369. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. Bibcode2005Icar..177..550K.
  29. Spohn, T. (2003년). 목성의 얼음 갈릴레오 위성에 바다가 있다? (PDF). 《Icarus》 161 (2): 456–467. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. Bibcode2003Icar..161..456S.
  30. Calvin, Wendy M. (1995년). 0.2~5 μm의 얼음 갈릴레오 위성의 스펙트럼: 새 결과, 그리고 최근의 요약. 《J.of Geophys. Res.》 100 (E9): 19,041–19,048. doi:10.1029/94JE03349. Bibcode1995JGR...10019041C.
  31. 가니메데: 거대한 위성. 《Wayne RESA》. 2007년 12월 2일에 보존된 문서. 2007년 12월 31일에 확인.
  32. McCord, T.B. (1998년). Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation. 《J. Of Geophys. Res.》 103 (E4): 8,603–8,626. doi:10.1029/98JE00788. Bibcode1998JGR...103.8603M.
  33. McCord, Thomas B. (2001년). 가니메데의 표면에 수화 소금 광물 존재: 이는 밑 바다의 증거. 《Science》 292 (5521): 1523–1525. PMID 11375486. doi:10.1126/science.1059916. Bibcode2001Sci...292.1523M.
  34. Domingue, Deborah (1996년). Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites. 《Bulletin of the American Astronomical Society》 28: 1070. Bibcode1996DPS....28.0404D.
  35. Domingue, Deborah L. (1998년). IEU's detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability. 《Geophys. Res. Lett.》 25 (16): 3,117–3,120. doi:10.1029/98GL02386. Bibcode1998GeoRL..25.3117D.
  36. Hibbitts, C.A. (2003년). Carbon dioxide on Ganymede. 《J.of Geophys. Res.》 108 (E5): 5,036. doi:10.1029/2002JE001956. Bibcode2003JGRE..108.5036H.
  37. Sohl, F. (2002년). 갈릴레오 위성에 대한 내부 구조 및 화학에 관한 갈릴레오의 관찰에서의 사시점. 《Icarus》 157 (1): 104–119. doi:10.1006/icar.2002.6828. Bibcode2002Icar..157..104S.
  38. Kuskov, O.L. (2005년). 목성의 얼음 위성의 내부 구조 (PDF). 《Geophysical Research Abstracts》 7: 01892. Bibcode2010aogs...19..365K.
  39. Freeman, J. (2006년). Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto (PDF). 《Planetary and Space Science》 54 (1): 2–14. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. Bibcode2006P&SS...54....2F.
  40. Hauck, Steven A. (2006년). Sulfur's impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede (PDF). 《J. Of Geophys. Res.》 111 (E9): E09008. doi:10.1029/2005JE002557. Bibcode2006JGRE..11109008H.
  41. 갈릴레오는 일식 현상 동안 가니메데 저공 비행에 성공했다. 《Spaceflight Now》. 2008년 1월 19일에 확인.
  42. Patterson, Wesley (2007년). 가니메데의 지질도 (PDF). 《Lunar and Planetary Science》 XXXVIII: 1098.
  43. Pappalardo, R.T. (2001년). The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission (PDF). 《Lunar and Planetary Science》 XXXII: 4062. Bibcode2001iaop.work...62P.
  44. Showman, Adam P. (1997년). 가니메데와 연관된 궤도의 열 변화 (PDF). 《Icarus》 129 (2): 367–383. doi:10.1006/icar.1997.5778. Bibcode1997Icar..129..367S.
  45. Bland (March 2007). Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation (PDF). 《Lunar and Planetary Society Conference》 38: 2020. Bibcode2007LPI....38.2020B.
  46. Barr, A.C. (2001년). 가니메데의 깊은 바다의 융용 상태와 외계 생명체 존재 가능성 (PDF). 《Lunar and Planetary Science Conference》 32: 1781. Bibcode2001LPI....32.1781B.
  47. Huffmann, H. (2004년). 가니메데의 내부 구조와 조석 가열 (PDF). 《Geophysical Research Abstracts》 6.
  48. Zahnle, K. (1998년). 갈릴레오 위성에 크레이터 만들기 (PDF). 《Icarus》 136 (2): 202–222. PMID 11878353. doi:10.1006/icar.1998.6015. Bibcode1998Icar..136..202Z.
  49. Ganymede. 《Lunar and Planetary Institute》 (1997).
  50. Casacchia, R. (1984년). Geologic evolution of Galileo Regio. 《Journal of Geophysical Research》 89: B419–B428. doi:10.1029/JB089iS02p0B419. Bibcode1984LPSC...14..419C.
  51. Khurana, Krishan K. (2007년). The origin of Ganymede's polar caps. 《Icarus》 191 (1): 193–202. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.022. Bibcode2007Icar..191..193K.
  52. Carlson, R.W. (1973년). Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972. 《Science》 182 (4107): 53–5. PMID 17829812. doi:10.1126/science.182.4107.53. Bibcode1973Sci...182...53C.
  53. Broadfoot, A.L. (1981년). Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter (PDF). 《Journal of Geophysical Research》 86: 8259–8284. doi:10.1029/JA086iA10p08259. Bibcode1981JGR....86.8259B.
  54. Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede. 《Jet Propulsion Laboratory》. NASA (October 1996). 2008년 1월 15일에 확인.
  55. Feldman, Paul D. (2000년). HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede. 《The Astrophysical Journal》 535 (2): 1085–1090. arXiv:astro-ph/0003486. doi:10.1086/308889. Bibcode2000ApJ...535.1085F.
  56. Johnson, R.E. (1997년). Polar "Caps" on Ganymede and Io Revisited. 《Icarus》 128 (2): 469–471. doi:10.1006/icar.1997.5746. Bibcode1997Icar..128..469J.
  57. Paranicas, C. (1999년). Energetic particles observations near Ganymede. 《J.of Geophys. Res.》 104 (A8): 17,459–17,469. doi:10.1029/1999JA900199. Bibcode1999JGR...10417459P.
  58. Noll, Keith S. (July 1996). Detection of Ozone on Ganymede. 《Science》 273 (5273): 341–343. PMID 8662517. doi:10.1126/science.273.5273.341. Bibcode1996Sci...273..341N. 2008년 1월 13일에 확인.
  59. Calvin, Wendy M. (December 1997). Latitudinal Distribution of O2 on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope. 《Icarus》 130 (2): 505–516. doi:10.1006/icar.1997.5842. Bibcode1997Icar..130..505C.
  60. Vidal, R. A. (1997년). Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies. 《Science》 276 (5320): 1839–1842. PMID 9188525. doi:10.1126/science.276.5320.1839. Bibcode1997Sci...276.1839V.
  61. Brown, Michael E. (1997년). A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede. 《Icarus》 126 (1): 236–238. doi:10.1006/icar.1996.5675. Bibcode1997Icar..126..236B.
  62. Barth, C.A. (1997년). Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede. 《Geophys. Res. Lett.》 24 (17): 2147–2150. doi:10.1029/97GL01927. Bibcode1997GeoRL..24.2147B.
  63. Kivelson, M.G. (1997년). The magnetic field and magnetosphere of Ganymede (PDF). 《Geophys. Res. Lett.》 24 (17): 2155–2158. doi:10.1029/97GL02201. Bibcode1997GeoRL..24.2155K.
  64. Kivelson, M.G. (1998년). Ganymede's magnetosphere: magnetometer overview (PDF). 《J.of Geophys. Res.》 103 (E9): 19,963–19,972. doi:10.1029/98JE00227. Bibcode1998JGR...10319963K.
  65. Volwerk, M. (1999년). Probing Ganymede's magnetosphere with field line resonances (PDF). 《J.of Geophys. Res.》 104 (A7): 14,729–14,738. doi:10.1029/1999JA900161. Bibcode1999JGR...10414729V.
  66. Hauck, Steven A. (2002년). Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede (PDF). 《Lunar and Planetary Science》 XXXIII: 1380. Bibcode2002LPI....33.1380H.
  67. Canup, Robin M. (2002년). Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (PDF). 《The Astronomical Journal》 124 (6): 3404–3423. doi:10.1086/344684. Bibcode2002AJ....124.3404C.
  68. Mosqueira, Ignacio (2003년). Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites. 《Icarus》 163 (1): 198–231. doi:10.1016/S0019-1035(03)00076-9. Bibcode2003Icar..163..198M.
  69. McKinnon, William B. (2006년). On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. 《Icarus》 183 (2): 435–450. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. Bibcode2006Icar..183..435M.
  70. Showman, A. P. (March 1997). Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede. 《Icarus》 127 (1): 93–111. doi:10.1006/icar.1996.5669. Bibcode1997Icar..127...93S.
  71. Baldwin, E. (2010년 1월 25일). Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy. 《Astronomy Now Online》. Astronomy Now. 2010년 3월 1일에 확인.
  72. Barr, A. C.; Canup, R. M. (March 2010). "Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment" (PDF). 41st Lunar and Planetary Science Conference (2010). Houston. Retrieved 2010-03-01. 
  73. Canup, R. M. (2010년 1월 24일). Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment. 《Nature Geoscience》 3 (March 2010): 164–167. doi:10.1038/NGEO746. Bibcode2010NatGe...3..164B. 2010년 3월 1일에 확인.
  74. Nagel, K.A (2004년). A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. 《Icarus》 169 (2): 402–412. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. Bibcode2004Icar..169..402N.
  75. USGS Astrogeology: Rotation and pole position for planetary satellites (IAU WGCCRE).
  76. 파이어니어 11. 《Solar System Exploration》. 2008년 1월 6일에 확인.
  77. 가니메데의 탐사. 《Terraformers Society of Canada》. 2007년 3월 19일에 보존된 문서. 2008년 1월 6일에 확인.
  78. SP-349/396 Chapter 6: Results at the New Frontiers. 《Pioneer Odyssey》.
  79. Pioneer 10 Full Mission Timeline. D Muller.
  80. Voyager 1 and 2. 《ThinkQuest》. 2008년 1월 6일에 확인.
  81. 보이저 행성 미션. 《Views of the Solar System》. 2008년 1월 6일에 확인.
  82. New Discoveries From Galileo. 《Jet Propulsion Laboratory》.
  83. Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter. 《Space Daily》. 2008년 1월 6일에 확인.
  84. Grundy, W.M. (2007년). New Horizons Mapping of Europa and Ganymede. 《Science》 318 (5848): 234–237. PMID 17932288. doi:10.1126/science.1147623. Bibcode2007Sci...318..234G.
  85. Rincon, Paul, "우주 탐험의 명소, 목성", 2009년 2월 20일 작성. 2009년 2월 20일 확인.
  86. Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA (2007년 7월 21일). 2009년 2월 20일에 확인.
  87. ESA - Selection of the L1 mission (PDF). ESA (17 April 2012). 2014년 4월 15일에 확인.
  88. Dougherty; Grasset (2011). "목성 얼음 위성 탐사선" (PDF).  Parent page: OPAG October 2011 Presentations
  89. 국제 강연회 및 워크숍 - "가니메데 착륙선 : 과학의 목표와 실험". 《Russia Space Research Institute (IKI)》. Roscosmos (November 2012). 2012년 11월 20일에 확인.
  90. Amos, Jonathan, "Russia and Europe joint Mars bid agreement approved", 20 November 2012 작성.
  91. Planetary Science Decadal Survey Mission & Technology Studies. Space Studies Board. Ganymede Orbiter.
  92. Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO). 《The Internet Encyclopedia of Science》. 2008년 1월 6일에 확인.
  93. Peplow, M. (2005년 2월 8일). 미항공우주국의 예산은 허블 우주 망원경을 죽인다. 《Nature》. doi:10.1038/news050207-4. 2011년 12월 24일에 확인.

참조[편집]


외부 링크[편집]

틀:가니메데 틀:목성의 위성