Ganymed (měsíc): Porovnání verzí

Přidáno 46 bajtů ,  před 10 lety
m (→‎Povrch: fix link)
[[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.of 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]] (MgSO<sub>4</sub>) a nejspíše i [[síran sodný]] (Na<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>) 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 group=pozn.>Přivrácená polokoule je ta, která směřuje ve směru oběhu kolem planety, odvrácená je definována opačně.</ref> směrem ke směru oběhu je světlejší naž 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/>
[[Image: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.>'''The dimensionlessBezrozměrný moment ofsetrvačnosti inertialze referredvypočítat to isjako ''I / (mr2mr^2)'', wherekde ''I'' is theje moment of inertiasetrvačnosti, ''m'' thehmostnost mass, anda ''r'' the maximalstřední radiuspoloměr. ItPro ishomogenní 0.4kouli forje abezrozměrný homogenousmoment sphericalroven body0,4, butavšak lessčím thanvíce 0.4hustota ifroste densitysměrem increaseske withstředu depth'''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/>
[[Image: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/cm<sup>3</sup>, silikátový plášť pak mezi 3,4 až 3,6&nbsp;g/cm<sup>3</sup>.<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=Hauk|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>
Anonymní uživatel