Loading article…
 2021年6月にジュノー宇宙船が撮影したガニメデ[1] | |||||||||||||
| 発見[2] [3] | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 発見者 | ガリレオ・ガリレイ シモン・マリウス | ||||||||||||
| 発見日 | 1610年1月7日 | ||||||||||||
| 指定 | |||||||||||||
| 発音 | / ˈ ɡ æ n ɪ m iː d / GAN -im-eed [4] | ||||||||||||
名前の由来 | Γανυμήδης、ガニメデス | ||||||||||||
| ジュピターIII | |||||||||||||
| 形容詞 | ガニメデアン、[5] ガニメデアン[6] [7] ( / ˌ ɡ æ n ə ˈ m iː d i . ən / ) | ||||||||||||
| 軌道特性 | |||||||||||||
| 近点 | 1 069 200 km [a] | ||||||||||||
| 遠点 | 1 071 600 km [b] | ||||||||||||
| 1,070,400 km [ 8 ] | |||||||||||||
| 偏心 | 0.0013 [8] | ||||||||||||
| 7.154 552 96 日[8] | |||||||||||||
平均軌道速度 | 10.880 km/秒 | ||||||||||||
| 傾斜 | 2.214°（黄道まで） 0.20°（木星の赤道まで）[8] | ||||||||||||
| 衛星の | 木星 | ||||||||||||
| グループ | ガリレオ月 | ||||||||||||
| 身体的特徴 | |||||||||||||
| 2 634 .1 ± 0.3 km（0.413地球）[9] | |||||||||||||
| 8.72 × 10 7 km 2 (0.171 地球) [c] | |||||||||||||
| 音量 | 7.66 × 10 10 km 3 (0.0704 地球) [d] | ||||||||||||
| 質量 | 1.4819 × 10 23 kg （0.025地球）[9] | ||||||||||||
平均密度 | 1.936 g/cm3 （ 0.351地球）[9] | ||||||||||||
| 1.428 m/s 2 (0.146 g ) [e] | |||||||||||||
| 0.3115 ± 0.0028 [10] | |||||||||||||
| 2.741 km/s [速度] | |||||||||||||
| 同期 | |||||||||||||
| 0–0.33° [11]（木星の赤道まで） | |||||||||||||
北極赤経 | 268.20° [12] | ||||||||||||
北極の偏角 | 64.57° [12] | ||||||||||||
| アルベド | 0.43 ± 0.02 [13] | ||||||||||||
| |||||||||||||
| 4.61 (反対) [13] 4.38 (1951年) [16] | |||||||||||||
| 1.2～1.8秒角 | |||||||||||||
| 雰囲気 | |||||||||||||
表面圧力 | 0.2～1.2μPa（1.97 × 10−12～1.18 × 10−11 気圧）[17] | ||||||||||||
| 体積構成 | 主に酸素[17] | ||||||||||||
ガニメデ（木星III）は、木星の衛星であり、太陽系でも最大かつ最質量の衛星である。太陽系で唯一磁場 を持つ衛星であるにもかかわらず、大気を持たない太陽系最大の天体である。土星最大の衛星タイタンと同様に、水星よりも大きいが、水星、イオ、月よりも密度が低いため、表面重力はこれら3つよりもやや小さい。[18]ガニメデは木星をおよそ7日で周回し、衛星エウロパとイオとそれぞれ1:2:4の軌道共鳴関係にある。
ガニメデは、ほぼ同量のケイ酸塩岩と水で構成されています。鉄分を豊富に含んだ液体金属核を持つ完全に分化した天体で、太陽系の固体天体の中で最も慣性モーメントが低いです。その内部の海には、地球のすべての海を合わせたよりも多くの水が含まれている可能性があります。[19] [20] [21] [22]
ガニメデの磁場は、おそらくその核内の対流によって生成され、木星のはるかに強力な磁場からの潮汐力の影響を受けています。[23]ガニメデには、 O、O 2、そしておそらくO 3（オゾン）を含む薄い酸素 大気があります。 [17]原子状水素は大気の微量成分です。ガニメデの大気に電離層があるかどうかは未解決です。 [24]
ガニメデの表面は主に2種類の地形から成り、1つ目は明るい領域で、広い溝や尾根が横切っており、40億年弱前にさかのぼり、ガニメデの3分の2を占めている。明るい領域で地質が乱れた原因は完全にはわかっていないが、潮汐加熱による地殻変動の結果である可能性がある。2つ目の地形は、衝突クレーターが多数存在する暗い領域で、40億年前にさかのぼる。[9]
ガニメデの発見者はシモン・マリウスとガリレオ・ガリレイで、2人は1610年にこの衛星を観測し[2] [g]、他の惑星を周回する最初の天体群であるガリレオ衛星の3番目として発見した。 [26]この衛星の名前は、ゼウス（ギリシャ神話のジュピター）に望まれ、神々の酌取りに連れ去られたトロイの王子、神話の ガニメデにちなんで、天文学者シモン・マリウスによってすぐに提案された。 [27]
パイオニア10号に始まり、いくつかの宇宙船がガニメデを探査した。[28]ボイジャー探査機ボイジャー1号とボイジャー2号はガニメデの大きさの測定精度を向上させ、ガリレオは地底の海と磁場を発見した。木星系への次の計画ミッションは、欧州宇宙機関の木星氷衛星探査機（JUICE）で、2023年に打ち上げられる予定である。 [29]ガリレオの3つの氷衛星すべてを通過した後、ガニメデの周回軌道に入る予定である。[30]
歴史
中国の天文学の記録によると、紀元前365年に甘徳は木星の衛星、おそらくガニメデを肉眼で発見したとされています。[31]しかし、甘徳は伴星の色を赤みがかったと報告しており、衛星は肉眼では色が見えないほど暗いため不可解です。[32] 石神と甘徳は協力して、5つの主要な惑星をかなり正確に観測しました。[33] [34]
1610年1月7日、ガリレオ・ガリレイは望遠鏡を使って木星の近くにある3つの星だと思っていたものを観測した。その中には後にガニメデ、カリスト、そしてイオとエウロパの光が合わさった天体が含まれていた。翌夜、ガリレオはそれらが動いていることに気づいた。1月13日、ガリレオは初めて4つすべてを一度に見たが、この日以前にも各衛星を少なくとも1回は見ていた。1月15日までにガリレオは、それらの星は実際には木星を周回する天体であると結論付けた。[2] [3] [g]
名前
ガリレオは、自分が発見した衛星に名前を付ける権利を主張した。彼は「宇宙の星々」を検討し、コジモ2世・デ・メディチに敬意を表して「メディチの星々」に決めた。[27]
フランスの天文学者ニコラ＝クロード・ファブリ・ド・ペイレスクは、メディチ家の名を衛星に冠することを提案したが、彼の提案は採用されなかった。[27] もともとガリレオ衛星を発見したと主張していたシモン・マリウス[35]は、衛星に「木星の土星」、「木星の木星」（これはガニメデ）、「木星の金星」、「木星の水星」と名付けようとしたが、これも結局採用されなかった。後にヨハネス・ケプラーの提案を知ったマリウスはケプラーの提案に同意し、代わりにギリシャ神話に基づいた命名システムを提案した。このケプラー/マリウスの最終的な提案は最終的に成功した。[27]
詩人たちはユピテルの不規則な恋愛を非難している。ユピテルが密かに求愛して成功した乙女は3人いると特に言われている。イナコス川の娘イオ、リュカオーンのカリスト、アゲノールのエウロペである。そしてトロス王のハンサムな息子ガニュメデスがいた。詩人たちが伝説的に語っているように、ユピテルはワシの姿をとって彼を背負って天に運んだ...したがって、私は最初の乙女をイオ、2番目の乙女をエウロペ、3番目の乙女を光の威厳からガニュメデス、4番目の乙女をカリストと呼んでも間違いではないと思う... [36] [37]
この名前と他のガリレオ衛星の名前は長い間不評で、20世紀半ばまで一般的には使われなかった。初期の天文学文献の多くでは、ガニメデはローマ数字のJupiter III（ガリレオが導入したシステム）で呼ばれ、言い換えれば「木星の3番目の衛星」である。土星の衛星の発見に続いて、ケプラーとマリウスの命名システムに基づいた命名システムが木星の衛星に使用された。[27]ガニメデは、イオ、エウロパ、カリストのように、ゼウスの恋人であった男性にちなんで名付けられた唯一の木星のガリレオ衛星である。
英語では、ガリレオ衛星のイオ、エウロパ、カリストの名前はラテン語表記であるが、ガニメデのラテン語形はGanymēdēsであり、/ˌɡænɪˈm iːd iːz /と発音される。[ 38 ]しかし、英語では最後の音節が省略されており、これはおそらくフランス語のGanymède ( [ɡanimɛd] )の影響によるものと思われる。
軌道と回転
ガニメデは木星から1,070,400キロメートル (665,100マイル) の距離を周回しており、ガリレオ衛星の中では3番目である[26] 。7日と3時間 (7.155日[39] )で公転する。ほとんどの既知の衛星と同様に、ガニメデは潮汐固定されており、片側が常に木星を向いているため、1日も7日と3時間である。[40]軌道はわずかに偏心しており、木星の赤道に対して傾いており、その偏心と傾斜は太陽と惑星の重力摂動により数世紀の時間スケールで準周期的に変化する。変化の範囲はそれぞれ0.0009～0.0022°と0.05～0.32°である。[41]これらの軌道の変化により、軸の傾き（回転軸と軌道軸の間の角度）は0〜0.33°の間で変化します。[11]
ガニメデはエウロパやイオと軌道共鳴を起こしている。ガニメデが1周するごとに、エウロパは2回、イオは4回周回する。 [41] [42]イオとエウロパの 合（木星の同じ側での並び）は、イオが近点でエウロパが遠点にあるときに起こる。エウロパとガニメデの合は、エウロパが近点にあるときに起こる。[41]イオ–エウロパ合とエウロパ–ガニメデ合の経度は同じ割合で変化するため、三重合は起こり得ない。このような複雑な共鳴はラプラス共鳴と呼ばれている。[43] 現在のラプラス共鳴では、ガニメデの軌道離心率をより高い値にポンピングすることはできない。[43]約0.0013という値は、おそらくそのようなポンピングが可能だった以前の時代の名残である。[42]ガニメデの軌道離心率はやや不可解である。もし現在ポンピングされていなければ、ガニメデ内部の潮汐消散によりずっと以前に減衰しているはずである。[ 43 ]これは、離心率励起の最後のエピソードがわずか数億年前に起こったことを意味する。 [43]ガニメデの軌道離心率は比較的低く、平均で 0.0015 [42]であるため、潮汐加熱は現在無視できるほどである。[43]しかし、過去にガニメデは、軌道離心率を 0.01～0.02 までポンピングすることができた1 つ以上のラプラスのような共鳴[h]を通過した可能性がある。 [9] [43]これにより、ガニメデ内部の潮汐加熱が著しく発生したと考えられる。溝のある地形の形成は、1 つ以上の加熱エピソードの結果である可能性がある。[9] [43]
イオ、エウロパ、ガニメデの間のラプラス共鳴の起源については、2つの仮説がある。1つは、太陽系の始まりから存在していた原始的なものであるというもの、[44]、もう1つは、太陽系の形成後に発達したものであるというものである。後者のシナリオで起こり得る一連の出来事は以下の通りである。イオは木星の潮汐を引き起こし、イオの軌道は（運動量保存則により）エウロパとの2:1共鳴に遭遇するまで拡大した。その後も拡大は続いたが、共鳴により軌道も拡大したため、角モーメントの一部がエウロパに伝達された。このプロセスは、エウロパがガニメデとの2:1共鳴に遭遇するまで続いた。[43]最終的に、3つの衛星間の合のドリフト率は同期し、ラプラス共鳴に固定された。[43]
身体的特徴
.png/500px-Ganymede_-_Voyager_2_(26670869304).png)
サイズ
直径約5,270キロメートル（3,270マイル）、質量1.48 × 10 20トン（1.48 × 10 23 kg、3.26 × 10 23 ポンド）のガニメデは、太陽系で最大かつ最も重い衛星です。[45] 2番目に重い衛星である土星の衛星タイタンよりもわずかに大きく、地球の月の2倍以上の質量があります。直径4,880キロメートル（3,030マイル）の水星よりも大きいですが、質量は水星の45パーセントにすぎません。ガニメデは太陽系で9番目に大きい天体ですが、質量は10番目に大きいです。
構成
ガニメデの平均密度は 1.936 g/cm 3（カリストより少し大きい）で、ほぼ同量の岩石物質と大部分の水氷で構成されていることを示唆している。[9]水の一部は液体で、地下海を形成している。[46]氷の質量分率は 46 ～ 50 パーセントで、カリストよりわずかに低い。[47]アンモニアなどの揮発性氷も存在する可能性がある。 [ 47] [48]ガニメデの岩石の正確な組成は不明だが、おそらくL / LL 型 普通コンドライトの組成に近いと思われる。[47]普通コンドライトはH コンドライトよりも総鉄が少なく、金属鉄が少なく、酸化鉄が多いのが特徴である。鉄とシリコンの重量比はガニメデでは 1.05 ～ 1.27 であるのに対し、太陽の比は約 1.8 である。[47]
表面の特徴
ガニメデ（ジュノー；2021年6月7日）
（ジュノー; 2021年6月7日）
ガニメデの表面のアルベドは約43パーセントである。[50]水氷は表面のいたるところに存在し、質量分率は50～90パーセントで[9] 、ガニメデ全体よりも大幅に多い。近赤外線分光法では、波長1.04、1.25、1.5、2.0、3.0 μmに強い水氷吸収帯があることが明らかになった。[50]溝のある地形は暗い地形よりも明るく、氷の組成が多い。[51]ガリレオ宇宙船と地球観測によって得られた高解像度の近赤外線および紫外線スペクトルの分析により、二酸化炭素、二酸化硫黄、そしておそらくシアン、硫酸水素、さまざまな有機化合物など、水以外のさまざまな物質が明らかになった。[9] [52]ガリレオの結果では、ガニメデの表面に硫酸マグネシウム（MgSO 4）と、おそらく硫酸ナトリウム（Na 2 SO 4 ）も存在することが示されています。 [40] [53]これらの塩は、地下の海に由来する可能性があります。[53]
ガニメデの表面アルベドは非常に非対称で、先行半球[i]は後行半球よりも明るい。[50]これはエウロパに似ているが、カリストではその逆である。[50]ガニメデの後行半球は二酸化硫黄に富んでいるように見える。[54] [55]二酸化炭素の分布は半球非対称性を示していないが、極付近では二酸化炭素はほとんどまたは全く観測されていない。[52] [56]ガニメデの 衝突クレーター（1つを除く）は二酸化炭素に富んでおらず、この点でもカリストと異なる。ガニメデの二酸化炭素ガスはおそらく過去に枯渇した。[56] ガニメデの表面は2種類の地形が混在している。非常に古く、クレーターが多く暗い領域と、やや新しい（しかしそれでも古い）明るい領域で、広範囲にわたる溝や尾根が特徴的である。表面の約3分の1を占める暗い地形[57]には粘土や有機物が含まれており、木星の衛星が集積した衝突体の組成を示している可能性がある[58] 。
ガニメデの溝状地形の形成に必要な加熱メカニズムは、惑星科学における未解決の問題である。現代の見解では、溝状地形は主に地殻変動による性質のものである。[9]氷 火山活動は、たとえあったとしても、わずかな役割しか果たしていないと考えられている。[9]地殻変動活動を開始するために必要なガニメデの氷リソスフェアに強い応力をもたらした力は、過去の潮汐加熱イベントと関係がある可能性があり、これはおそらく衛星が不安定な軌道共鳴を通過したときに発生した。 [9] [59]潮汐による氷のたわみが内部を加熱し、リソスフェアに負担をかけ、亀裂やホルスト断層、グラーベン断層の発生につながり、表面の70パーセントの古い暗い地形が消失した可能性がある。[9] [60] 溝状の地形の形成は、ガニメデの初期の核形成とその後のガニメデ内部の潮汐加熱とも関係している可能性があり、氷の相転移と熱膨張によりガニメデは1～6%わずかに膨張した可能性がある。[9]その後の進化の過程で、深部から熱水の噴出が核から地表まで上昇し、岩石圏の地殻変動を引き起こした可能性がある。[61]衛星内部の 放射性加熱は現在最も関連性の高い熱源であり、例えば海洋深度に寄与している。研究モデルによると、軌道離心率が現在よりも1桁大きかった場合（過去にはそうだったかもしれない）、潮汐加熱は放射性加熱よりも大きな熱源になるだろうことがわかっている。[62]
クレーターはどちらのタイプの地形でも見られるが、暗い地形では特に広範囲に広がっている。暗い地形は衝突クレーターで飽和状態にあるようで、衝突イベントによって大きく進化してきた。[9]より明るい溝のある地形には衝突地形がはるかに少なく、その地殻構造の進化にとってあまり重要ではなかった。[9]クレーターの密度から、暗い地形は月の高地と同様に40億年前、溝のある地形はそれよりいくらか若い年齢であることが分かる（ただし、どれくらい若いかは不明）。[63]ガニメデは35億年から40億年前に、月と同様にクレーターが大量に発生した時期があった可能性がある。[63]これが本当なら、衝突の大部分はその時代に起こり、クレーターの発生率はそれ以降ずっと小さくなっている。[64]クレーターは溝系に重なったり溝系に交差したりしており、溝のいくつかはかなり古いものであることを示している。噴出物の線がある比較的新しいクレーターも見える。[64] [65]ガニメデのクレーターは月や水星のクレーターよりも平らです。これはおそらく、ガニメデの氷の地殻が比較的弱いためで、流動して地形を柔らかくする可能性があります。地形が消えてしまった古代のクレーターには、パリンプセストと呼ばれるクレーターの「幽霊」だけが残ります。[64]
ガニメデの重要な特徴の一つは、ガリレオ・レジオと呼ばれる暗い平原で、そこには地質活動の期間中に形成されたと思われる一連の同心円状の溝や畝があります。[66]
ガニメデには極冠もあり、これはおそらく水の霜でできている。霜は緯度 40 度まで広がっている。[40]これらの極冠は、ボイジャー宇宙船によって初めて観測された。極冠の形成に関する理論には、高緯度への水の移動とプラズマによる氷の衝突がある。ガリレオのデータは後者が正しいことを示唆している。[67]ガニメデには磁場があるため、保護されていない極地では表面への荷電粒子の衝突がより激しくなり、スパッタリングによって水分子が再分配され、極地の地形内の局所的に寒い地域に霜が移動する。[67]
アナトというクレーターはガニメデの経度を測定するための基準点となっている。定義上、アナトは経度128度にある。[68]経度0度は木星に直接向いており、特に断りがない限り、経度は西に向かって増加する。[69]
内部構造
ガニメデは完全に分化しているようで、内部構造は硫化鉄と鉄の核、ケイ酸塩 マントル、外層は氷と液体の水で構成されている。[9] [70] [71]ガニメデ内部のさまざまな層の正確な厚さは、想定されるケイ酸塩の組成（カンラン石と輝石の割合）と核の硫黄の量によって決まる。 [47] [70] [72] [73]ガニメデは太陽系の固体天体の中で最も慣性モーメント係数が0.31 [9]低い。これは、その多量の水分含有量と完全に分化している内部の結果である。
地下海
1970年代、NASAの科学者たちは、ガニメデには2つの氷の層の間に厚い海があるのではないかと初めて考えました。1つは表面、もう1つは液体の海の下、岩石マントルの上にある氷の層です。 [9] [20] [70] [74] [75] 1990年代、NASAのガリレオ計画はガニメデの近くを通過し、そのような地下の海の兆候を発見しました。[46] 2014年に発表された分析では、水の現実的な熱力学と塩分の影響を考慮し、ガニメデには異なる相の氷で区切られた複数の海洋層が積み重なって存在し、最下層の液体層が岩石マントルに隣接している可能性があることが示唆されています。[20] [21] [22] [76]水と岩石の接触は生命の起源において重要な要素である可能性があります。[20]この分析では、非常に深いところ（岩石の「海底」まで約800km）では、対流（断熱）海洋の底の温度が氷と水の界面よりも最大40K高くなる可能性があることも指摘されています。
2015年3月、科学者らは、ハッブル宇宙望遠鏡によるオーロラの動きの測定により、ガニメデに地下海があることが確認されたと報告した。 [46]大きな塩水の海はガニメデの磁場に影響を与え、その結果オーロラにも影響を与える。 [19] [76] [77] [78]この証拠は、ガニメデの海が太陽系全体で最大である可能性を示唆している。[79]これらの観察は後にジュノーによって裏付けられ、ガニメデの表面で水和塩化ナトリウム、塩化アンモニウム、重炭酸ナトリウム、そしておそらく脂肪族アルデヒドを含むさまざまな塩やその他の化合物を検出した。これらの化合物は、過去の表面再形成イベントでガニメデの海から堆積した可能性があり、小さな磁気圏に遮蔽されたガニメデの低緯度に最も豊富に存在することが発見された。[80]これらの発見の結果、ガニメデの海に居住可能性が存在する可能性についての憶測が高まっています。 [75] [81]
コア
液体で鉄・ニッケルに富む核の存在[71]は、ガリレオ宇宙船によって検出されたガニメデの固有磁場に対する自然な説明を提供する。 [82]高い電気伝導率を持つ液体鉄の対流は、磁場生成の最も合理的なモデルである。[23]核の密度は5.5〜6 g/cm 3で、ケイ酸塩マントルは3.4〜3.6 g/cm 3である。[47] [70] [72] [82]この核の半径は最大500 kmである可能性がある。[82]ガニメデの核の温度はおそらく1500〜1700 K、圧力は最大10 GPa（99,000 atm）である。[70] [82]
大気と電離層
1972年、インドネシアのジャワ島とインドのカヴァルルで活動していたインド、イギリス、アメリカの天文学者チームが、木星と木星が恒星の前を通過した掩蔽の際に薄い大気を検出したと主張した。[83]彼らは表面圧力が約0.1 Pa（1マイクロバール）であると推定した。[83]しかし、1979年にボイジャー1号が木星のフライバイ中にκケンタウリ星の掩蔽を観測したが、結果は異なっていた。 [84]掩蔽測定は200 nm未満の波長の遠紫外線スペクトルで行われ、1972年に可視スペクトルで行われた測定よりもガスの存在に対してはるかに敏感であった。ボイジャーのデータでは大気は明らかにされなかった。表面粒子数密度の上限は1.5 × 109 cm −3であり、これは表面圧力2.5 μPa（25ピコバール）未満に相当する。[84]後者の値は1972年の推定値よりもほぼ5桁小さい。[84]
ボイジャーのデータにもかかわらず、エウロパで見つかったものと非常によく似た、ガニメデの希薄な酸素大気（外気圏）の証拠が、1995年にハッブル宇宙望遠鏡（HST）によって発見されました。 [17] [85] HSTは実際に、波長130.4 nmと135.6 nmの遠紫外線で原子状酸素の大気光を観測しました。このような大気光は、分子状酸素が電子衝突によって解離したときに励起され、[17]主にO2分子からなる重要な中性大気の証拠です。表面数密度はおそらく（1.2–7）× 10約8 cm −3の範囲で、表面圧力0.2～1.2 μPa。[17][j]ボイジャーが設定した上限値と一致する。水素と酸素に分解されたときに生成されたと考えられており、水素は原子質量が小さいため、その後急速に失われる。[85]ガニメデで観測された大気光は、エウロパで観測されたもののように空間的に均一ではない。ハッブル宇宙望遠鏡は、北半球と南半球の± 50°緯度付近に位置する2つの明るい点を観測したが、これはガニメデ磁気圏の開いた磁力線と閉じた磁力線の境界とまったく同じである（下記参照）。[86]明るい点は、おそらく開いた磁力線に沿ったプラズマの沈殿によって引き起こされる極オーロラ。[87]
中性大気の存在は電離層が存在するはずであることを意味している。なぜなら酸素分子は磁気圏から来る高エネルギー電子の影響と太陽の極端紫外線放射によって電離されるからである。[24]しかし、ガニメデ電離層の性質は大気の性質と同じくらい議論の的となっている。ガリレオの測定ではガニメデ付近で電子密度の上昇が見られ、電離層の存在を示唆するものがあったが、他の測定では何も検出されなかった。[24]表面付近の電子密度は、さまざまな情報源から400～2,500 cm −3 の範囲にあると推定されている。[24] 2008年時点では、ガニメデの電離層のパラメータは十分に制約されていなかった。
酸素大気のさらなる証拠は、ガニメデの表面の氷に閉じ込められたガスのスペクトル検出から得られます。オゾン（O 3）バンドの検出は 1996 年に発表されました。 [89] 1997 年の分光分析により、分子酸素の二量体（または二原子）吸収特性が明らかになりました。このような吸収は、酸素が高密度相にある場合にのみ発生します。最有力候補は、氷に閉じ込められた分子酸素です。二量体吸収バンドの深さは、表面アルベドではなく、緯度と経度に依存します。ガニメデでは、緯度が増加すると二量体吸収バンドは減少する傾向がありますが、O 3 は逆の傾向を示しています。[90]実験室での研究では、ガニメデの比較的暖かい表面温度 100 K (-173.15 °C) では、O 2 はクラスター化したり泡立ったりせず、氷に溶解することがわかっています。[91]
エウロパでナトリウムが発見された直後、1997年に大気中のナトリウムの探索が行われたが、何も発見されなかった。ガニメデ周辺ではナトリウムはエウロパ周辺よりも少なくとも13倍少ないが、これはおそらく表面での相対的な欠乏か、磁気圏がエネルギー粒子をはじくためだろう。 [92]ガニメデ大気のもう一つの微量成分は原子状水素である。水素原子はガニメデ表面から3,000 km離れたところまで観測された。表面でのその密度は約1.5 × 104 cm −3。[93]
2021年、ガニメデの大気中に水蒸気が検出された。[94]
磁気圏
ガリレオ探査機は1995年から2000年にかけてガニメデに6回接近飛行し（G1、G2、G7、G8、G28、G29） 、 [23]ガニメデには木星の磁場とは独立した永久（固有）磁気モーメントがあることを発見した。 [95]モーメントの値は約1.3 × 10 13 T·m 3で、[23]水星の磁気モーメントの3倍の大きさである。磁気双極子はガニメデの自転軸に対して176°傾いており、これは木星の磁気モーメントに逆らう方向を向いていることを意味する。[23]北極は軌道面より下にある。この永久モーメントによって作り出される双極子磁場は、ガニメデの赤道で719± 2nTの強度を持ち[23] 、これはガニメデからの距離にある木星の磁場（約120nT）と比較されるべきである。[95]ガニメデの赤道磁場は木星の磁場と反対に向いており、再結合が可能であることを意味する。極における固有磁場強度は赤道の2倍で、1440nTである。[23]
永久磁気モーメントはガニメデの周囲の空間の一部を削り取り、木星の磁気圏の内側に埋め込まれた小さな磁気圏を作り出している。ガニメデは太陽系でこのような特徴を持つ唯一の衛星として知られている。[95]その直径はガニメデの半径の4～5倍である。[96]ガニメデの磁気圏には緯度30度より下に閉じた磁力線の領域があり、そこで荷電粒子（電子とイオン）が閉じ込められ、一種の放射線帯を形成している。[96]磁気圏内の主なイオン種は単一イオン化酸素[24] (O + )であり、ガニメデの希薄な酸素大気とよく一致する。緯度30度以上の極冠領域では磁力線が開いており、ガニメデと木星の電離層を結んでいる。[96]これらの領域では、数十から数百キロ電子ボルトの高エネルギー電子とイオンが検出されており、[88]これがガニメデ極周辺で観測されるオーロラの原因となっている可能性がある。[86]さらに、重イオンがガニメデの極表面に継続的に沈殿し、氷をスパッタリングして黒くしている。 [88]
ガニメデ磁気圏と木星プラズマの相互作用は、多くの点で太陽風と地球磁気圏の相互作用に似ている。[96] [97]木星と共に回転するプラズマは、太陽風が地球磁気圏に衝突するのと同じように、ガニメデ磁気圏の後側に衝突する。主な違いはプラズマ流の速度であり、地球の場合は超音速であるのに対し、ガニメデの場合は亜音速である。亜音速流のため、ガニメデの後半球には衝撃波は発生しない。 [97]
ガニメデには、固有の磁気モーメントに加えて、誘導双極子磁場がある。[23]その存在は、ガニメデ付近の木星磁場の変動と関係している。誘導モーメントは、惑星磁場の変動部分の方向に沿って、木星に向かって、または木星から放射状に向いている。誘導磁気モーメントは、固有の磁気モーメントよりも1桁弱い。磁気赤道での誘導磁場の強度は約60nTで、木星の周囲の磁場の半分である。[23]ガニメデの誘導磁場は、カリストやエウロパのものと似ており、ガニメデにも高電気伝導率の地下水の海があることを示している。[23]
ガニメデは完全に分化しており、金属核を持っていることを考えると、[9] [82]その固有磁場は地球と同様に、内部を移動する導電性物質の結果として生成されると考えられます。[23] [82]ガニメデ周辺で検出された磁場は、磁場がダイナモ作用、つまり磁気対流の産物である場合、 [82]コア内の組成対流によって引き起こされる可能性が高いです。 [23] [98]
鉄の核が存在するにもかかわらず、ガニメデの磁気圏は謎に包まれたままである。特に、類似の天体にはその特徴が欠けている。[9]研究の中には、その比較的小さなサイズを考えると、核は流体の動き、したがって磁場が持続しない程度まで十分に冷却されているはずだと示唆するものもある。1つの説明は、表面を乱したとされる同じ軌道共鳴が磁場の持続も可能にしたというものである。ガニメデの離心率はポンピングされ、共鳴中にマントルの潮汐加熱が増加し、核からの熱流が減少して流体と対流が残る。[60]別の説明は、マントル内のケイ酸塩岩の残留磁化であり、衛星が過去にダイナモ生成のより重要な磁場を持っていたならば、その可能性がある。[9]
放射線環境
ガニメデの表面の放射線レベルはエウロパよりもかなり低く、1日あたり50～80mSv（5～8レム）である。この量は、人間が2か月間被ばくすると重篤な病気や死を引き起こす量である。[99]
起源と進化
ガニメデは、おそらく木星の亜星雲（形成後に木星を取り囲むガスと塵の円盤）での集積によって形成された。 [100]ガニメデの集積にはおそらく約1万年かかり、[101]カリストの推定10万年よりはるかに短い。ガリレオ衛星が形成された当時、木星亜星雲は比較的「ガスが不足していた」可能性があり、これによりカリストに必要な長い集積時間が許容されたと考えられる。[100]対照的に、ガニメデは亜星雲がより密集していた木星の近くで形成され、それがその形成タイムスケールの短さを説明できる。[101]この比較的速い形成により、集積熱の放出が妨げられ、氷が溶けて分化（岩石と氷の分離）が起こった可能性がある。岩石は中心に沈み、核を形成した。[71]この点においてガニメデはカリストとは異なり、カリストはゆっくりと形成された間に集積熱が失われたため、早期に溶融して分化できなかったようだ。[102]この仮説は、2つの木星の衛星が質量と組成が似ているにもかかわらず、非常に異なって見える理由を説明しています。[74] [102]別の理論では、ガニメデの内部加熱が大きいのは、潮汐力によるたわみ[103]または後期重爆撃期の衝突体によるより激しい打撃によるものだと説明しています。[104] [105] [106] [107]後者の場合、モデル化により、分化はガニメデでは暴走プロセスになるが、カリストではそうではないことが示唆されています。[106] [107]
形成後、ガニメデの核は集積と分化の間に蓄積された熱を主に保持し、氷のマントルにゆっくりと放出した。[102]マントルは対流によってその熱を地表に輸送した。[74]岩石内の放射性元素の崩壊により核がさらに加熱され、分化が促進され、内部の鉄-鉄-硫化物核とケイ酸塩マントルが形成された。[82] [102]これにより、ガニメデは完全に分化した天体となった。[71]比較すると、分化していないカリストの放射性加熱により氷の内部で対流が発生し、効果的に冷却され、大規模な氷の融解と急速な分化が防止された。[108]カリストの対流運動は、岩石と氷の部分的な分離を引き起こしただけである。[108]今日、ガニメデはゆっくりと冷却し続けている。[82]ガニメデの核とケイ酸塩マントルから放出される熱によって地下の海が存在することができ、[48] 液体のFe-FeS核がゆっくりと冷却することで対流が起こり、磁場の生成が促進される。[82]現在ガニメデから放出される熱流束はカリストからの熱流束よりも高いと考えられる。[102]
2020年に平田、末次、大月が行った研究では、ガニメデは40億年前に巨大な小惑星に衝突した可能性が示唆されており、その衝突は非常に激しく、月の軸を移動させた可能性がある。この研究では、衛星表面の溝システムの画像を分析してこの結論に達した。[109]
探検
これまでにいくつかの宇宙船がガニメデに接近フライバイを行っている。1973年から1979年の間にパイオニア宇宙船2機とボイジャー宇宙船2機がそれぞれ1回ずつフライバイを行った。ガリレオ宇宙船は1996年から2000年の間に6回通過し、ジュノー宇宙船は2019年と2021年に2回のフライバイを行った。[110]まだガニメデを周回した宇宙船はないが、 2023年4月に打ち上げられたJUICEミッションはガニメデを周回する予定である。
完了したフライバイ
ガニメデに接近した最初の宇宙船はパイオニア10号で、1973年に木星系を高速で通過する際にフライバイを行った。パイオニア11号は1974年に同様のフライバイを行った。[28] 2機の宇宙船から送信されたデータは、月の物理的特性を決定するために使用され[111]、最大400 km (250 mi) の解像度で表面の画像を提供した。[112]パイオニア10号の最接近距離は446,250 kmで、ガニメデの直径の約85倍であった。[113]
ボイジャー1号と2号は、1979年に木星系を通過した際にガニメデを調査した。これらのフライバイのデータを使用してガニメデの大きさが精査され、それまでより大きいと考えられていた土星の衛星タイタンよりも大きいことが明らかになった。 [114]ボイジャーからの画像により、この衛星の溝のある表面地形が初めて明らかになった。 [115]
パイオニアとボイジャーのフライバイはいずれも長距離かつ高速で行われ、木星系を通る無制限の軌道を飛行した。木星を周回する探査機からはより低速でガニメデに遭遇し、より接近できるよう軌道を調整できるため、よりよいデータが得られる。1995年、ガリレオ探査機は木星の周回軌道に入り、1996年から2000年の間にガニメデに6回接近フライバイした。[40]これらのフライバイは、G1、G2、G7、G8、G28、G29と表記された。[23]最も接近したフライバイ（G2）では、ガリレオはガニメデの表面からわずか264km（月の直径の5％）を通過したが、[23]これは現在でもあらゆる探査機による最接近である。1996年のG1フライバイでは、ガリレオの機器がガニメデの磁場を検出した。[116]ガリレオのフライバイデータは、2001年に発表された地下海の発見に使用されました。[23] [40]ガリレオが撮影したガニメデの高空間分解能スペクトルは、表面のいくつかの非氷化合物を特定するために使用されました。[52]
ニューホライズンズ宇宙船もガニメデを観測したが、2007年に木星系を通過した際（冥王星に向かう途中）ははるかに遠い距離から観測した。そのデータはガニメデの地形と組成のマッピングに使用された。[117] [118]
ガリレオと同様に、ジュノー宇宙船は木星を周回した。2019年12月25日、ジュノーは木星を24周回中にガニメデの遠距離フライバイを実施した。その距離は97,680～109,439キロメートル（60,696～68,002マイル）であった。このフライバイでは、月の極地の画像が得られた。[119] [120] 2021年6月、ジュノーは2回目のフライバイを、より近い1,038キロメートル（645マイル）の距離で実施した。[110] [121]この遭遇は、ジュノーの軌道周期を53日から43日に短縮するための重力アシストを提供する目的で設計された。表面の追加画像が収集された。[110]
今後のミッション
木星氷衛星探査機（JUICE）は、ガニメデの周回軌道に入る最初の探査機となる。JUICEは2023年4月14日に打ち上げられた。[122] 2031年にガニメデへの初フライバイを実施し、2032年に月周回軌道に入る予定。探査機の燃料が尽きると、JUICEは軌道から外れ、2034年2月にガニメデに衝突する予定である。[123]
JUICEに加えて、2024年10月に打ち上げられたNASAのエウロパ・クリッパーは、2030年からガニメデに4回接近飛行する予定である。[124]また、ミッション終了時にガニメデに衝突し、JUICEによる表面の地球化学の研究を支援する可能性もある。[125] [126]
キャンセルされた提案
ガニメデをフライバイまたは周回するミッションは他にもいくつか提案されているが、資金提供の対象に選ばれなかったか、打ち上げ前にキャンセルされた。
木星氷衛星探査機はガニメデをより詳細に調査する予定だった。[127]しかし、このミッションは2005年に中止された。 [128]もう一つの古い提案は「ガニメデの壮大さ」と呼ばれていた。[58]
2010年に惑星科学10年計画調査のためにジュノー探査機をベースにしたガニメデ探査機が提案された。[129]このミッションは支持されず、10年計画調査では代わりにエウロパ・クリッパー・ミッションが優先された。[130]
エウロパ木星系ミッションは2020年の打ち上げが提案されており、ガニメデを含む木星の多くの衛星の探査を目的としたNASAとESAの共同提案であった。2009年2月、ESAとNASAはタイタン土星系ミッションよりもこのミッションを優先すると発表された。[131]このミッションは、NASA主導の木星エウロパ探査機、ESA主導の木星ガニメデ探査機、そしておそらくJAXA主導の木星磁気圏探査機で構成されることになっていた。NASAとJAXAの部分は後にキャンセルされ、ESAのミッションもキャンセルされる可能性が高いと思われたが、[132] 2012年にESAは単独でミッションを進めると発表した。このミッションのヨーロッパ部分は木星氷衛星探査機（JUICE）となった。[133]
ロシア宇宙研究所は、ラプラスPと呼ばれるガニメデ着陸船による宇宙生物学ミッションを提案した。 [134]おそらくJUICEとの提携によるものと思われる。[134] [135]選定されれば、2023年に打ち上げられるはずだった。このミッションは2017年に資金不足のため中止された。[136]
参照
- コールドトラップ（天文学）
- 木星の衛星
- ガリレオ衛星（木星の4つの最大の衛星）
- フィクションにおける木星の衛星
- ガニメデのクレーター一覧
- ガニメデの地質学的特徴のリスト
- 天然衛星の一覧
- 月惑星研究所
注記
- ^ 近点は、半長径 ( a ) と離心率 ( e )から求められます。
- ^ 遠点は、半長径 ( a ) と離心率 ( e )から求められます。
- ^半径 ( r )から求められる表面積: .
- ^ 半径 ( r ) から導かれる体積: .
- ^ 表面重力は質量 ( m )、万有引力定数( G )、半径 ( r )から次のように求められます。
- ^ 質量 ( m )、重力定数( G )、半径 ( r ) から導かれる脱出速度: 。
- ^ abドイツの天文学者 シモン・マリウスが同年に独立して発見した可能性が高い。 [25]
- ^ ラプラス共鳴は、ガリレオ衛星間の現在のラプラス共鳴に似ていますが、唯一の違いは、イオとエウロパの合とエウロパとガニメデの合の経度が、比率が1でない有理数で変化するという点です。比率が1の場合、共鳴はラプラス共鳴です。
- ^ 先行半球は軌道運動の方向を向いている半球であり、後続半球は反対方向を向いています。
- ^表面数密度と圧力は、 スケール高を 20 km、温度を 120 Kと仮定して、Hall ら 1998 で報告された柱密度から計算されました。
参考文献
- ^ 「『ガニメデのトロスクレーター - PJ34-1 詳細』」 |
- ^ abc ガリレイ、ガリレオ;エドワード・カルロスによる翻訳（1610年3月）。バーカー、ピーター（編）。 「シデレウス・ヌンキウス」(PDF)。オクラホマ大学科学史。2005 年 12 月 20 日のオリジナル(PDF)からアーカイブ。2010 年1 月 13 日に取得。
- ^ ab “In Depth | Ganymede”. NASA Solar System Exploration . 2018年7月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年6月16日閲覧。
- ^ 「ガニメデ」。オックスフォード英語辞典（オンライン版）。オックスフォード大学出版局。 (サブスクリプションまたは参加機関のメンバーシップが必要です。) 「Ganymede」。Merriam -Webster.com 辞書。Merriam-Webster。
- ^ クイン・パッセイ & EM シューメーカー (1982)「ガニメデとカリストのクレーター」、デイビッド・モリソン編『木星の衛星』第3巻、国際天文学連合、385～386ページ、411ページ。
- ^ 地球物理学研究ジャーナル、第95巻（1990年）。
- ^ EM Shoemaker他 (1982)「ガニメデの地質学」、David Morrison編『木星の衛星』第3巻、国際天文学連合、464、482、496ページ。
- ^ abcd 「惑星衛星の平均軌道パラメータ」。ジェット推進研究所、カリフォルニア工科大学。2013年11月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年2月9日閲覧。
- ^ abcdefghijklmnopqrstu v Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999年10月1日). 「ガリレオ衛星」(PDF) . Science . 286 (5437): 77–84. doi :10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. 2011年5月14日時点のオリジナルより アーカイブ(PDF) 。 2008年1月17日閲覧。
- ^ Schubert, G.; Anderson, JD; Spohn, T.; McKinnon, WB (2004)。「ガリレオ衛星の内部構成、構造、ダイナミクス」。Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB (編)。『木星：惑星、衛星、磁気圏』。ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局。281～306 ページ。ISBN 978-0521035453. OCLC 54081598. 2023年4月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年7月23日閲覧。
- ^ ab Bills, Bruce G. (2005). 「木星のガリレオ衛星の自由および強制傾斜」Icarus . 175 (1): 233–247. Bibcode :2005Icar..175..233B. doi :10.1016/j.icarus.2004.10.028. 2020年7月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年7月13日閲覧。
- ^ ab Archinal, BA; Acton, CH; A'Hearn, MF; Conrad, A.; Consolmagno, GJ; Duxbury, T.; Hestroffer, D.; Hilton, JL; Kirk, RL; Klioner, SA; McCarthy, D.; Meech, K.; Oberst, J.; Ping, J.; Seidelmann, PK (2018). 「IAU の地図座標と回転要素に関するワーキンググループ報告書: 2015」.天体力学と動的天文学. 130 (3): 22. Bibcode :2018CeMDA.130...22A. doi :10.1007/s10569-017-9805-5. ISSN 0923-2958.
- ^ ab Yeomans, Donald K. (2006年7月13日). 「惑星衛星の物理的パラメータ」. JPL Solar System Dynamics. 2013年11月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年11月5日閲覧。
- ^ ab Delitsky, Mona L.; Lane, Arthur L. (1998). 「ガリレオ衛星の氷の化学」(PDF) . J. Geophys. Res . 103 (E13): 31, 391–31, 403. Bibcode :1998JGR...10331391D. doi : 10.1029/1998JE900020 . 2006年10月3日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ Orton, GS; Spencer, GR; et al. (1996). 「木星とガリレオ衛星のガリレオ光偏光計・放射計観測」. Science . 274 (5286): 389–391. Bibcode :1996Sci...274..389O. doi :10.1126/science.274.5286.389. S2CID 128624870.
- ^ Yeomans、Chamberlin。「Horizon Online Ephemeris System for Ganymede (Major Body 503)」カリフォルニア工科大学、ジェット推進研究所。2014年2月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年4月14日閲覧。（1951年10月3日の4.38）。
- ^ abcdef Hall, DT; Feldman, PD; et al. (1998). 「エウロパとガニメデの遠紫外線酸素大気光」.アストロフィジカルジャーナル. 499 (1): 475–481. Bibcode :1998ApJ...499..475H. doi : 10.1086/305604 .
- ^ 「ガニメデ・ファクトシート」 www2.jpl.nasa.gov. 1997年1月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年1月14日閲覧。
- ^ ab スタッフ（2015年3月12日）。「NASAのハッブル観測は木星最大の衛星に地下海があることを示唆」NASAニュース。2019年11月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年3月15日閲覧。
- ^ abcd Clavin, Whitney (2014年5月1日). 「ガニメデには海洋と氷の『クラブサンドイッチ』が存在する可能性」NASAジェット推進研究所。2020年1月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年5月1日閲覧。
- ^ ab Vance, Steve; Bouffard, Mathieu; Choukroun, Mathieu; Sotina, Christophe (2014年4月12日). 「氷と接触する硫酸マグネシウムの海の熱力学を含むガニメデの内部構造」.惑星および宇宙科学. 96 : 62–70. Bibcode :2014P&SS...96...62V. doi :10.1016/j.pss.2014.03.011.
- ^ ab スタッフ (2014年5月1日). “ビデオ (00:51) – 木星の「クラブサンドイッチ」衛星” NASA . 2021年11月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年5月2日閲覧。
- ^ abcdefghijklmno Kivelson, MG; Khurana, KK; et al. (2002). 「ガニメデの永久および誘導磁気モーメント」(PDF) . Icarus . 157 (2): 507–522. Bibcode :2002Icar..157..507K. doi :10.1006/icar.2002.6834. hdl : 2060/20020044825 . S2CID 7482644. 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月15日閲覧。
- ^ abcde Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; et al. (2001). 「ガニメデの電離層」（ps） . Planet. Space Sci . 49 (3–4): 327–336. Bibcode :2001P&SS...49..327E. doi :10.1016/S0032-0633(00)00154-9. 2011年5月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年1月16日閲覧。
- ^ “ガニメデ（木星の衛星）”。ブリタニカ百科事典。2019年6月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年11月19日閲覧。
- ^ ab 「木星の衛星」。惑星協会。2007年12月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ abcde 「木星の衛星」。ガリレオプロジェクト。2019年11月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年11月24日閲覧。
- ^ ab 「パイオニア11号」。太陽系探査。2011年9月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年1月6日閲覧。
- ^ “ESA Science & Technology – JUICE”. ESA . 2021年11月8日. 2019年9月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年11月10日閲覧。
- ^ エイモス、ジョナサン（2012年5月2日）。「ESAが木星への10億ユーロのジュース探査機を選択」BBCニュース。2020年5月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年5月2日閲覧。
- ^ Brecher, K. (1981). 「現代中国における古代天文学」.天文学会紀要. 13 : 793.書誌コード:1981BAAS...13..793B.
- ^ Yi-Long, Huang (1997). 「Gan De」。Helaine Selin (編)。非西洋文化における科学、技術、医学の歴史百科事典。Springer。p. 342。ISBN 978-0-7923-4066-9。
- ^ Yinke Deng (2011年3月3日)。古代中国の発明。ケンブリッジ大学出版局。68ページ。ISBN 978-0-521-18692-6。
- ^ Xi, Ze-zong (1981). 「ガリレオより2000年前に甘徳が木星の衛星を発見」. Acta Astrophysica Sinica . 1 (2): 87. Bibcode :1981AcApS...1...85X. 2020年11月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年3月22日閲覧。
- ^ 「Discovery」。Cascadia Community College。2006年9月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年11月24日閲覧。
- ^ Van Helden, Albert (1994年8月). 「木星と土星の衛星の命名」(PDF) .アメリカ天文学会歴史天文学部ニュースレター(32). 2022年12月7日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2023年3月10日閲覧。
- ^ マリウス、シモン (1614)。 Mundus Iovialis: anno MDCIX detectus ope perspicilli Belgici、hoc est、quatuor Jovialium Planetarum、cum theoria、tum tabulæ。ニュルンベルク：スンプティバスとティピス・ヨハニス・ラウリ。 p. B2、表裏 (画像 35 および 36)、最後のページに正誤表あり (画像 78)。 2020年7月2日のオリジナルからアーカイブ。2020 年6 月 30 日に取得。
- ^ メリアム・ウェブスター文学百科事典、1995年。
- ^ 「ガニメデ：事実 – NASAサイエンス」。science.nasa.gov 。 2023年11月18日閲覧。
- ^ abcde ミラー、ロン; ハートマン、ウィリアム K. (2005 年 5 月)。グランド ツアー: 太陽系旅行者ガイド(第 3 版)。タイ: ワークマン パブリッシング。pp. 108–114。ISBN 978-0-7611-3547-0。
- ^ abc ムゾット、スザンナ;ヴァラディ、フェレンツ;ムーア、ウィリアム。ジェラルド・シューベルト (2002)。 「ガリレオ衛星の軌道の数値シミュレーション」。イカロス。159 (2): 500-504。Bibcode :2002Icar..159..500M。土井：10.1006/icar.2002.6939。
- ^ abc Phillips, Cynthia (2002年10月3日). 「High Tide on Europa」. SPACE.com . 2002年10月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ abcdefghi Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1997). 「Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede」（PDF） . Icarus . 127（1）：93–111. Bibcode：1997Icar..127...93S. doi：10.1006/icar.1996.5669. 2011年5月14日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。 2008年1月22日閲覧。
- ^ Peale, SJ; Lee, Man Hoi (2002). 「ガリレオ衛星間のラプラス関係の原始的起源」. Science . 298 (5593): 593–597. arXiv : astro-ph/0210589 . Bibcode :2002Sci...298..593P. doi :10.1126/science.1076557. PMID 12386333. S2CID 18590436.
- ^ “ガニメデ”. NASA太陽系探査. 2018年11月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年6月15日閲覧。
- ^ abc Chang, Kenneth (2015年3月12日). 「突然、太陽系のどこにでも水があるようだ」ニューヨークタイムズ。2020年5月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年3月12日閲覧。
- ^ abcdef Kuskov, OL; Kronrod, VA (2005). 「エウロパとカリストの内部構造」. Icarus . 177 (2): 550–569. Bibcode :2005Icar..177..550K. doi :10.1016/j.icarus.2005.04.014.
- ^ ab Spohn, T.; Schubert, G. (2003). 「木星の氷ガリレオ衛星の海洋?」(PDF) . Icarus . 161 (2): 456–467. Bibcode :2003Icar..161..456S. doi :10.1016/S0019-1035(02)00048-9. 2008年2月27日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ 「ガリレオ、日食中にガニメデのフライバイに成功」Spaceflight Now。2018年11月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年1月19日閲覧。
- ^ abcd Calvin, Wendy M.; Clark, Roger N.; Brown, Robert H.; Spencer, John R. (1995). 「0.2～5 μm の氷ガリレオ衛星のスペクトル: まとめ、新しい観察、最近の概要」J. Geophys. Res . 100 (E9): 19, 041–19, 048. Bibcode :1995JGR...10019041C. doi :10.1029/94JE03349.
- ^ 「ガニメデ：巨大な月」Wayne RESA。 2007年12月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年12月31日閲覧。
- ^ abc McCord, TB; Hansen, GV; et al. (1998). 「ガリレオ近赤外線マッピング分光計による調査で明らかになった、氷に覆われたガリレオ衛星の表面物質に含まれる非水氷成分」J. Geophys. Res . 103 (E4): 8, 603–8, 626. Bibcode :1998JGR...103.8603M. doi : 10.1029/98JE00788 .
- ^ ab McCord, Thomas B.; Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A. (2001). 「ガニメデの表面の水和塩鉱物：その下に海洋がある証拠」. Science . 292 (5521): 1523–1525. Bibcode :2001Sci...292.1523M. doi :10.1126/science.1059916. PMID 11375486. S2CID 40346198.
- ^ Domingue, Deborah; Lane, Arthur; Moth, Pimol (1996). 「氷ガリレオ衛星の表面組成の空間的および時間的変動に関する IUE からの証拠」アメリカ天文学会紀要28 : 1070. Bibcode :1996DPS....28.0404D.
- ^ Domingue, Deborah L.; Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A. (1998). 「IEU によるガニメデの希薄 SO2 霜の検出とその急速な時間変動」Geophys. Res. Lett . 25 (16): 3, 117–3, 120. Bibcode :1998GeoRL..25.3117D. doi : 10.1029/98GL02386 . S2CID 128823420.
- ^ ab Hibbitts, CA; Pappalardo, R.; Hansen, GV; McCord, TB (2003). 「ガニメデの二酸化炭素」J. Geophys. Res . 108 (E5): 5, 036. Bibcode :2003JGRE..108.5036H. doi : 10.1029/2002JE001956 .
- ^ Patterson, Wesley; Head, James W.; et al. (2007). 「ガニメデの地球規模の地質図」(PDF) .月と惑星科学. XXXVIII : 1098. 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月30日閲覧。
- ^ ab Pappalardo, RT; Khurana, KK; Moore, WB (2001). 「ガニメデの壮大さ: 軌道探査ミッションの目標の提案」(PDF) .月と惑星の科学. XXXII : 4062. Bibcode :2001iaop.work...62P. 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2007年10月21日閲覧。
- ^ Showman, Adam P.; Stevenson, David J.; Malhotra, Renu (1997). 「ガニメデの軌道と熱の結合進化」(PDF) . Icarus . 129 (2): 367–383. Bibcode :1997Icar..129..367S. doi :10.1006/icar.1997.5778. 2019年6月3日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月30日閲覧。
- ^ ab Bland; Showman, AP; Tobie, G. (2007年3月). 「ガニメデの軌道と熱の進化と磁場生成への影響」(PDF) .月惑星協会会議. 38 (1338): 2020. Bibcode :2007LPI....38.2020B. 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月16日閲覧。
- ^ Barr, AC; Pappalardo, RT; Pappalardo, Stevenson (2001). 「ガニメデの海への深部溶融の上昇と宇宙生物学への影響」(PDF)。月惑星科学会議。32 : 1781。Bibcode : 2001LPI ....32.1781B。 2009年3月27日時点のオリジナルからアーカイブ(PDF) 。 2008年1月10日閲覧。
- ^ Huffmann, H.; et al. (2004). 「ガニメデの内部構造と潮汐加熱」( PDF)。地球物理学研究抄録。6 。 2009年3月27日時点のオリジナルからアーカイブ(PDF) 。 2008年1月21日閲覧。
- ^ ab Zahnle, K.; Dones, L. (1998). 「ガリレオ衛星のクレーター形成率」(PDF) . Icarus . 136 (2): 202–222. Bibcode :1998Icar..136..202Z. doi :10.1006/icar.1998.6015. PMID 11878353. 2008年2月27日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ abc "Ganymede". nineplanets.org. 1997年10月31日. 2019年8月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年2月27日閲覧。
- ^ 「ガニメデ」月惑星研究所1997年。2017年2月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年2月7日閲覧。
- ^ Casacchia, R.; Strom, RG (1984). 「ガリレオ地域の地質学的進化」. Journal of Geophysical Research . 89 (S02): B419–B428. Bibcode :1984LPSC...14..419C. doi :10.1029/JB089iS02p0B419.
- ^ ab Khurana, Krishan K.; Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann (2007). 「ガニメデの極冠の起源」Icarus . 191 (1): 193–202. Bibcode :2007Icar..191..193K. doi :10.1016/j.icarus.2007.04.022.
- ^ 「USGS Astrogeology: 惑星衛星の回転と極位置 (IAU WGCCRE)」。2011年10月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年8月28日閲覧。
- ^ 「惑星名: ターゲット座標系」. planetarynames.wr.usgs.gov . 国際天文学連合. 2016年5月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年5月21日閲覧。
- ^ abcde Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). 「ガリレオ衛星の内部構造と化学に関するガリレオ観測の示唆」Icarus . 157 (1): 104–119. Bibcode :2002Icar..157..104S. doi :10.1006/icar.2002.6828.
- ^ abcd Bhatia, GK; Sahijpal, S. (2017). 「初期太陽系における海王星外縁天体、氷衛星、小氷惑星の熱進化」.隕石と惑星科学. 52 (12): 2470–2490. Bibcode :2017M&PS...52.2470B. doi : 10.1111/maps.12952 . S2CID 133957919.
- ^ ab Kuskov, OL; Kronrod, VA; Zhidikova, AP (2005). 「木星の氷衛星の内部構造」(PDF)。地球物理学研究抄録。7 : 01892。 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。 2008年1月21日閲覧。
- ^ Kuskov, OL; Kronrod, VA; Zhidikova, AP (2010年5月). Bhardwaj, Anil (編). 「木星の氷衛星の内部構造」.地球科学の進歩. 19. World Scientific: 365–376. Bibcode :2010aogs...19..365K. doi :10.1142/9789812838162_0028 (2024年11月1日非アクティブ). ISBN 9789812838162。
{{cite journal}}: CS1 メンテナンス: DOI は 2024 年 11 月時点で非アクティブです (リンク) - ^ abc Freeman, J. (2006). 「非ニュートン停滞型リッド対流とガニメデとカリストの熱進化」(PDF) .惑星と宇宙科学. 54 (1): 2–14. Bibcode :2006P&SS...54....2F. doi :10.1016/j.pss.2005.10.003. 2007年8月24日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ ab 「木星最大の衛星の地下海」 EarthSky. 2015年3月15日. 2019年10月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年8月14日閲覧。
- ^ ab 「ハッブル 宇宙望遠鏡の観測により、木星最大の衛星ガニメデに地下海が存在する可能性が示唆される」。NASA . PhysOrg. 2015年3月12日。2022年3月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年3月13日閲覧。
- ^ “木星最大の衛星ガニメデの地下海”. 2018年11月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年3月9日閲覧。
- ^ Saur, Joachim; Duling, Stefan; Roth, Lorenz; Jia, Xianzhe; Strobel, Darrell F.; Feldman, Paul D.; Christensen, Ulrich R.; Retherford, Kurt D.; McGrath, Melissa A.; Musacchio, Fabrizio; Wennmacher, Alexandre; Neubauer, Fritz M.; Simon, Sven; Hartkorn, Oliver (2015). 「ハッブル宇宙望遠鏡によるオーロラオーバルの観測によるガニメデの地下海の探査」Journal of Geophysical Research: Space Physics . 120 (3): 1715–1737. Bibcode :2015JGRA..120.1715S. doi : 10.1002/2014JA020778 . hdl : 2027.42/111157 . 2018年7月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年8月25日閲覧。
- ^ Wenz, John (2017年10月4日). 「Overlooked Ocean Worlds Fill the Outer Solar System」. Scientific American . 2018年12月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年1月6日閲覧。
- ^ 「ガニメデの衛星には巨大な内部海と塩分を含んだ表面がある」Earth.com . 2023年11月18日閲覧。
- ^ グリフィン、アンドリュー（2015年3月13日）。「ガニメデ：木星の衛星の海はエイリアン生命の故郷だった可能性がある」インディペンデント。2015年3月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年2月19日閲覧。
- ^ abcdefghij Hauck, Steven A.; Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J. (2006). 「ガニメデの核の進化と磁場生成に対する硫黄の影響」J. Geophys. Res . 111 (E9): E09008. Bibcode :2006JGRE..111.9008H. doi : 10.1029/2005JE002557 .
- ^ ab Carlson, RW; Bhattacharyya, JC ; et al. (1973). 「1972年6月7日のSAO 186800の掩蔽によるガニメデの大気」(PDF) . Science . 182 (4107): 53–5. Bibcode :1973Sci...182...53C. doi :10.1126/science.182.4107.53. PMID 17829812. S2CID 33370778. 2017年12月2日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2018年4月20日閲覧。
- ^ abc Broadfoot, AL; Sandel, BR; et al. (1981). 「木星との遭遇におけるボイジャー紫外線分光測定結果の概要」(PDF) . Journal of Geophysical Research . 86 (A10): 8259–8284. Bibcode :1981JGR....86.8259B. doi :10.1029/JA086iA10p08259. 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月16日閲覧。
- ^ ab 「ハッブル宇宙望遠鏡、ガニメデに薄い酸素大気を発見」ジェット推進研究所NASA 1996年10月23日 オリジナルより2009年5月4日時点のアーカイブ。2017年2月17日閲覧。
- ^ ab Feldman, Paul D.; McGrath, Melissa A.; et al. (2000). 「HST/STIS によるガニメデの極地オーロラの紫外線画像化」. The Astrophysical Journal . 535 (2): 1085–1090. arXiv : astro-ph/0003486 . Bibcode :2000ApJ...535.1085F. doi :10.1086/308889. S2CID 15558538.
- ^ Johnson, RE (1997). 「ガニメデとイオの極冠再考」.イカロス. 128 (2): 469–471. Bibcode :1997Icar..128..469J. doi :10.1006/icar.1997.5746.
- ^ abc Paranicas, C.; Paterson, WR; et al. (1999). 「ガニメデ付近のエネルギー粒子観測」J. Geophys. Res . 104 (A8): 17, 459–17, 469. Bibcode :1999JGR...10417459P. doi :10.1029/1999JA900199.
- ^ Noll, Keith S.; Johnson, Robert E.; et al. (1996年7月). 「ガニメデにおけるオゾンの検出」. Science . 273 (5273): 341–343. Bibcode :1996Sci...273..341N. doi :10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517. S2CID 32074586.
- ^ Calvin, Wendy M.; Spencer, John R. (1997年12月). 「ガニメデにおけるO2の緯度分布：ハッブル宇宙望遠鏡による観測」. Icarus . 130 (2): 505–516. Bibcode :1997Icar..130..505C. doi :10.1006/icar.1997.5842. 2020年12月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2019年7月13日閲覧。
- ^ Vidal, RA; et al. (1997). 「ガニメデの酸素: 実験室研究」. Science . 276 (5320): 1839–1842. Bibcode :1997Sci...276.1839V. doi :10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525. S2CID 27378519.
- ^ Brown, Michael E. (1997). 「ガニメデ周辺のナトリウム大気の探索」Icarus . 126 (1): 236–238. Bibcode :1997Icar..126..236B. CiteSeerX 10.1.1.24.7010 . doi :10.1006/icar.1996.5675.
- ^ Barth, CA; Hord, CW; et al. (1997). 「ガニメデの大気中の原子状水素のガリレオ紫外線分光計による観測」Geophys. Res. Lett . 24 (17): 2147–2150. Bibcode :1997GeoRL..24.2147B. doi : 10.1029/97GL01927 . S2CID 123038216.
- ^ 木星の巨大な衛星ガニメデで初めて水蒸気が検出されました。2021年8月6日にWayback Machineでアーカイブされました。Space.com
- ^ abc Kivelson, MG; Khurana, KK; et al. (1997). 「ガニメデの磁場と磁気圏」(PDF) . Geophys. Res. Lett . 24 (17): 2155–2158. Bibcode :1997GeoRL..24.2155K. doi : 10.1029/97GL02201 . 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月15日閲覧。
- ^ abcd Kivelson, MG; Warnecke, J.; et al. (1998). 「Ganymede's magnetosphere: magnetometer summary」(PDF) . J. Geophys. Res . 103 (E9): 19, 963–19, 972. Bibcode :1998JGR...10319963K. doi : 10.1029/98JE00227 . 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月15日閲覧。
- ^ ab Volwerk, M.; Kivelson, MG; Khurana, KK; McPherron, RL (1999). 「磁力線共鳴によるガニメデの磁気圏の探査」(PDF) . J. Geophys. Res . 104 (A7): 14, 729–14, 738. Bibcode :1999JGR...10414729V. doi : 10.1029/1999JA900161 . 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月15日閲覧。
- ^ Hauck, Steven A.; Dombard, AJ; Solomon, SC; Aurnou, JM (2002). 「ガニメデのコア対流の内部構造とメカニズム」(PDF) .月と惑星科学. XXXIII : 1380.書誌コード:2002LPI....33.1380H. 2009年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2007年10月21日閲覧。
- ^ Podzolko, MV; Getselev, IV (2013年3月8日). 「木星の衛星ガニメデへのミッションの放射線条件」国際コロキウムおよびワークショップ「ガニメデ着陸船：科学的目標と実験」。IKI、モスクワ、ロシア：モスクワ国立大学。2021年3月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年1月6日閲覧。
- ^ ab Canup, Robin M. ; Ward, William R. (2002). 「ガリレオ衛星の形成：降着条件」(PDF) . The Astronomical Journal . 124 (6): 3404–3423. Bibcode :2002AJ....124.3404C. doi :10.1086/344684. S2CID 47631608. 2022年10月9日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年1月2日閲覧。
- ^ ab Mosqueira, Ignacio; Estrada, Paul R (2003). 「拡張ガス星雲における巨大惑星の通常衛星の形成 I: 亜星雲モデルと衛星の集積」. Icarus . 163 (1): 198–231. Bibcode :2003Icar..163..198M. doi :10.1016/S0019-1035(03)00076-9. 2020年12月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年8月25日閲覧。
- ^ abcde McKinnon, William B. (2006). 「太陽系外縁天体の氷I殻における対流について、カリストへの詳細な適用」Icarus . 183 (2): 435–450. Bibcode :2006Icar..183..435M. doi :10.1016/j.icarus.2006.03.004.
- ^ Showman, AP; Malhotra, R. (1997年3月). 「ラプラス共鳴への潮汐進化とガニメデの再浮上」. Icarus . 127 (1): 93–111. Bibcode :1997Icar..127...93S. doi :10.1006/icar.1996.5669. S2CID 55790129.
- ^ Baldwin, E. (2010年1月25日). 「彗星の衝突がガニメデとカリストの二分法を説明する」. Astronomy Now . 2010年1月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年3月1日閲覧。
- ^ 「研究者らがガニメデとカリストの衛星の違いについて説明」Phys.Org 2010年1月24日。2017年2月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年2月3日閲覧。
- ^ ab Barr, AC; Canup, RM (2010 年 3 月). ガニメデとカリストの二分法の起源は太陽系外縁部後期重爆撃時の衝突によるもの(PDF)。第 41 回月惑星科学会議 (2010 年)。ヒューストン。2011年 6 月 5 日時点のオリジナルからアーカイブ(PDF) 。2010 年3 月 1 日閲覧。
- ^ ab Barr, AC; Canup, RM (2010年1月24日). 「後期重爆撃期の衝突によるガニメデ–カリスト二分法の起源」(PDF) . Nature Geoscience . 3 (2010年3月): 164–167. Bibcode :2010NatGe...3..164B. CiteSeerX 10.1.1.827.982 . doi :10.1038/NGEO746. 2021年3月1日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。2020年4月12日閲覧。
- ^ ab Nagel, KA; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). 「Callistoの内部構造、進化、分化のモデル」Icarus . 169 (2): 402–412. Bibcode :2004Icar..169..402N. doi :10.1016/j.icarus.2003.12.019.
- ^ 平田尚之;末次 涼;大月啓二（2020年12月）。 「平田直之、末次涼、大月啓二、単一衝突イベントでの創造を示すガニメデの地球規模の溝系、イカロス、第 352 巻、2020 年、113941、ISSN 0019-1035」。イカロス。352 . arXiv : 2205.05221。土井：10.1016/j.icarus.2020.113941。hdl :20.500.14094/90007458。
- ^ abc Chang, Kenneth (2021年6月8日). 「NASAが太陽系最大の衛星を訪問 ― ジュノー宇宙船は木星最大の衛星ガニメデに接近し、ミッションの新たな段階へ移行」ニューヨーク・タイムズ。 2021年12月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年6月10日閲覧。
- ^ 「ガニメデの探査」。カナダテラフォーマー協会。2007年3月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年1月6日閲覧。
- ^ 「第6章：新たな境地での成果」。SP -349/396 パイオニア・オデッセイ。NASA。1974年8月。2019年7月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年7月12日閲覧。
- ^ 「パイオニア10号のフルミッションタイムライン」D Muller。2011年7月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年5月25日閲覧。
- ^ 「Voyager 1 and 2」。ThinkQuest。2007年12月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年1月6日閲覧。
- ^ 「ボイジャー惑星探査ミッション」。太陽系の眺め。2008年2月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年1月6日閲覧。
- ^ 「ガリレオからの新たな発見」ジェット推進研究所1997年1月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年1月6日閲覧。
- ^ 「冥王星に向かうニューホライズンズ宇宙船、木星からの支援を受ける」。Space Daily。2019年3月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年1月6日閲覧。
- ^ Grundy, WM; Buratti, BJ; et al. (2007). 「ニューホライズンズによるエウロパとガニメデの地図作成」. Science . 318 (5848): 234–237. Bibcode :2007Sci...318..234G. doi :10.1126/science.1147623. PMID 17932288. S2CID 21071030.
- ^ “Ganymede”. Southwest Research Institute. 2020年1月9日. 2020年2月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年1月10日閲覧。
- ^ Inaf、Ufficio stampa (2021年8月6日)。 「Gli occhi di Jiram sull'equatore di Ganimede」。MEDIA INAF (イタリア語)。 2021年12月8日のオリジナルからアーカイブ。2021 年12 月 8 日に取得。
- ^ 「NASAの宇宙船が数十年ぶりに木星最大の衛星のクローズアップを撮影」。ガーディアン。AP通信。2021年6月8日。2021年6月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年6月9日閲覧。
- ^ “ESA highlights in 2023”. ESA . 2022年12月2日. 2022年12月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年1月22日閲覧。
- ^ エリザベス・ハウエル (2017年2月14日). 「JUICE: 木星の衛星の探査」. Space.com . 2020年5月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2022年2月3日閲覧。
- ^ ヨーロッパ クリッパー ミッションのツアー デザイン テクニック – Campagnola et al. (2019年)
- ^ “14 OPAG June 2022 Day 2 Bob Pappalardo Jordan Evans (unlisted)”. YouTube . 2022年7月19日. 2024年4月15日閲覧。
- ^ Waldek, Stefanie (2022年6月29日). 「NASAのエウロパ・クリッパーはミッション終了時に太陽系最大の衛星ガニメデに衝突する可能性あり」Space.com . 2024年4月15日閲覧。
- ^ 「木星氷衛星探査機 (JIMO)」。インターネット科学百科事典。2008年2月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年1月6日閲覧。
- ^ Peplow, M. (2005年2月8日). 「NASAの予算がハッブル望遠鏡を台無しにする」. Nature . doi : 10.1038/news050207-4 . 2010年7月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年12月24日閲覧。
- ^ 「惑星科学10年調査ミッションと技術研究」。宇宙研究委員会。2014年4月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2012年11月12日閲覧。 「ガニメデ・オービター」(PDF)。2015年9月29日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。 2015年9月19日閲覧。
- ^ 全米研究会議（2011年3月7日）。2013年から2022年の10年間の惑星科学のビジョンと航海。ワシントンDC、米国：全米科学アカデミー出版。doi ：10.17226/ 13117。ISBN 978-0-309-22464-2. 2021年2月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年6月18日閲覧。
委員会は、科学的価値は高いが、さまざまな理由から2013年から2022年の10年間には推奨されない大規模ミッションをいくつか追加で特定した。アルファベット順に並べると、これらのミッションは以下のとおりである。ガニメデ・オービター [...]
- ^ リンコン、ポール (2009 年 2 月 20 日)。「宇宙機関の視線で木星が見える」BBC ニュース。2009 年 2 月 21 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年2 月 20 日閲覧。
- ^ 「Cosmic Vision 2015–2025 Proposals」ESA、2007年7月21日。2011年9月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年2月20日閲覧。
- ^ 「ESA – L1ミッションの選択」(PDF) 。ESA。 2012年4月17日。 2015年10月16日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。 2014年4月15日閲覧。
- ^ ab 「国際コロキウムおよびワークショップ - 「ガニメデ着陸船：科学的目標と実験」」。ロシア宇宙研究所（IKI）。ロスコスモス。2012年11月。2018年11月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年11月20日閲覧。
- ^ エイモス、ジョナサン（2012年11月20日）。「ロシアとヨーロッパの火星共同入札合意が承認」BBCニュース。2018年12月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年6月20日閲覧。
- ^ Струговец、Дмитрий (2017 年 7 月 15 日)。 「Вице-президент РАН: сроки реализации лунной программы сдвинулись ради проекта "ЭкзоМарс"」。タス。 2018年7月5日のオリジナルからアーカイブ。
さらに読む
- Dougherty、Grasset (2011)。木星氷衛星探査機(PDF)。
- 「木星の大赤斑とガニメデの影」www.spacetelescope.org。ESA/ハッブル。2019年8月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年10月31日閲覧。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、ガニメデ (月)に関連するメディアがあります。
- NASA の太陽系探査サイトのガニメデのページ
- 9つの惑星のガニメデのページ
- 太陽系の眺めのガニメデのページ
- 月惑星研究所のガニメデクレーターデータベース
- JPL の惑星写真ジャーナルに掲載されたガニメデの画像
- アメリカ海洋大気庁によるガニメデの自転の動画
- Scientific American の記事より引用したガニメデの地図
- Planetary Photojournal の地物名が記載されたガニメデ地図
- ガニメデの命名法と、USGS 惑星命名法のページから取得した地物名が記載されたガニメデの地図
- ポール・シェンクによるガニメデとその他の太陽系外衛星の 3D 画像と上空飛行ビデオ
- ガニメデ探査機コンセプト
- ガニメデの世界地質図 (USGS)
- Google Ganymede 3D、月のインタラクティブマップ
- ビデオ（アニメーション、4:00）：ガニメデと木星のフライバイ（NASA、2021年7月15日）。
