Юпитер - грозный гигант
Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы!
Гигант Юпитер
Планетарные характеристики

Поверхность Ганимеда

    Поверхность Ганимеда представляет собой смесь участков двух типов: очень древних сильно кратерированных тёмных областей и несколько более молодых (в геологическом плане) светлых областей, покрытых бороздами, канавками и гребнями. Тёмные участки поверхности занимают примерно 1/3 всей площади и содержат глины и органические вещества, что может отображать состав планетезималей, из которых образовались спутники Юпитера.

Темные и светлые области Ганимеда
Резкая граница между древним тёмным ландшафтом области Николсона и юной яркой рытвиной Арпагии
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

Темные и светлые области Ганимеда
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Пока неизвестно, что вызвало нагрев, необходимый для формирования бороздчатой поверхности Ганимеда. По современным представлениям, такая поверхность - следствие тектонических процессов. Криовулканизм играет, как считается, второстепенную роль, если играет вообще. Силы, создавшие в литосфере Ганимеда сильные напряжения, необходимые для тектонических подвижек, могли быть связаны с приливным разогревом в прошлом, причиной которого, возможно, были нестабильные орбитальные резонансы, через которые проходил спутник. Приливная деформация льдов могла разогреть недра Ганимеда и вызвать напряжения в литосфере, что привело к появлению трещин, горстов и грабенов. При этом на 70% площади спутника была стёрта старая тёмная поверхность.

КА "GALILEO": ГАНИМЕД
Рытвины на Ганимеде
Параллельные хребты, именуемые бороздами (от лат. sulcus - «борозда/рытвина»), образуются там, где кора Ганимеда, по-видимому, была растянута в разные стороны. В некоторых случаях противоположные стороны кратера сдавливались и растягивались по мере формирования борозды посередине.
Arbela Sulcus на Ганимеде
Рытвина Арбела достигает 24 км по ширине. Снимок сделан 20 мая 2000 года КА "Галилео".
Nippur Sulcus на Ганимеде
Гребни и желоба рытвины Ниппур сфотографированы КА "Галилео" 6 сентября 1996 года.
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Формирование бороздчатой поверхности также может быть связано с ранним формированием ядра спутника и последующим приливным разогревом его недр, что, в свою очередь, вызвало увеличение Ганимеда на 1-6% благодаря тепловому расширению и фазовым переходам во льду. Возможно, в ходе последующей эволюции от ядра к поверхности поднимались плюмы из разогретой воды, вызывая деформации литосферы. Наиболее вероятный современный источник тепла в недрах спутника - радиоактивный разогрев, который может (по крайней мере, частично) обеспечить существование подповерхностного водного океана.

Смещение коры Ганимеда
Древняя темная поверхность на диаграмме выделена коричневым цветом.
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Моделирование показывает, что если бы эксцентриситет орбиты Ганимеда был на порядок выше современного (а это, возможно, было в прошлом), приливный разогрев мог быть сильнее радиоактивного.

Кратеры Ганимеда
Диаграмма (Диаметр/Возраст). Снизу на вставке названия кратеров.
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

Цепочки кратеров на Ганимеде
Три необычных цепочки кратеров были обнаружены на снимках поверхности Ганимеда. Они не сформировались при вторичном падении вещества, выброшенного при образовании больших ударных кратеров, а стали результатом падения распавшихся кометных ядер.
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Ударные кратеры есть на участках поверхности обоих типов, но в тёмных областях их особенно много: эти области насыщены кратерами и, судя по всему, их рельеф формировался главным образом именно столкновениями. На ярких бороздчатых участках кратеров намного меньше, и они не сыграли значимой роли в эволюции их рельефа. Плотность кратерирования тёмных участков указывает на возраст в 4 миллиарда лет (как и у материковых областей Луны). Светлые участки младше, но насколько - неясно. Особой интенсивности кратерирование поверхности Ганимеда (как и Луны) достигло около 3,5-4 миллиарда лет назад. Если эти данные точны, то большинство ударных кратеров осталось с той эпохи, и после этого они прибавлялись в числе незначительно. Некоторые кратеры пересечены бороздами, а некоторые образовались поверх борозд. Это говорит о том, что некоторые борозды довольно древние. Местами попадаются относительно молодые кратеры с расходящимися от них лучами выбросов. Кратеры Ганимеда более плоские, чем кратеры на Меркурии или Луне. Вероятно, причиной этого служит непрочность ледяной коры Ганимеда, которая может (или могла) сглаживаться под действием силы тяжести. Древние кратеры, которые почти совсем сглажены (своего рода «призраки» кратеров) известны как палимпсесты; одним из крупнейших палимпсестов Ганимеда является факула Мемфис диаметром 360 км.

Крупнейший палимпсест Ганимеда: факула Мемфис
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Одна из примечательных геоструктур Ганимеда - тёмный участок под названием область Галилея, где видна сеть из разнонаправленных борозд. Вероятно, своим появлением этот регион обязан периоду бурной геологической активности спутника.

Область Галилея
    Мозаика из фотографий противоюпитерианского полушария Ганимеда. Тёмная древняя зона в верхнем правом углу - область Галилея. Её отделяют от области Мариуса (меньшей тёмной области левее) светлые рытвины Урук. Яркая лучистая структура внизу - свежий лёд, выброшенный при появлении относительно молодого кратера Осирис.
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    На Ганимеде есть полярные шапки, предположительно состоящие из водяного инея. Они покрывают широты выше 40°. Впервые полярные шапки наблюдались при пролёте КА «Вояджер». Вероятно, они образованы молекулами воды, выбитыми с поверхности при бомбардировке её частицами плазмы. Такие молекулы могли мигрировать на высокие широты с низких благодаря разнице температур или же происходить из самих полярных областей. Результаты расчётов и наблюдений позволяют судить, что верно второе. Наличие у Ганимеда собственной магнитосферы приводит к тому, что заряженные частицы интенсивно бомбардируют только слабо защищённые - полярные - области. Образовавшийся водяной пар осаждается в основном в самых холодных местах этих же областей.

Атмосфера и ионосфера

    В 1972 году группа индийских, британских и американских астрономов, работая в индонезийской обсерватории имени Боссы, сообщила об обнаружении у спутника тонкой атмосферы во время наблюдения покрытия им звезды. Они оценили приповерхностное давление атмосферы в 0,1 Па. Однако в 1979 году КА «Вояджер-1» наблюдал покрытие Ганимедом звезды (каппа Центавра) и получил противоречащие этому результаты. Эти наблюдения проводились в дальнем ультрафиолете на длинах волн меньше 200 нм, и они были куда более чувствительны к наличию газов, чем измерения 1972 года в видимом излучении. Никакой атмосферы датчики «Вояджера» не обнаружили. Верхний предел концентрации оказался на уровне 1,5*109 частиц/см3, что соответствует приповерхностному давлению менее 2,5 мкПа. А это почти на 5 порядков меньше, чем оценка 1972 года.
    В 1995 году у Ганимеда всё-таки была обнаружена очень слабая кислородная атмосфера (экзосфера), очень похожая на найденную у Европы. Эти данные были получены телескопом Хаббла (HST). Ему удалось различить слабое свечение атомарного кислорода в дальнем ультрафиолете (на длине волн 130,4 нм и 135,6 нм). Такое свечение возникает когда молекулярный кислород распадается на атомы при столкновениях с электронами, что служит достаточно убедительным подтверждением существования нейтральной атмосферы из молекул O2. Её концентрация, вероятно, находится в диапазоне 1,2*108-7*108 частиц/см3, что соответствует приповерхностному давлению в 0,2-1,2 мкПа. Такие значения согласуются с верхним пределом, установленным «Вояджером» в 1981 году. Кислород не является доказательством наличия на спутнике жизни. Считается, что он возникает когда водяной лёд на поверхности Ганимеда разделяется на водород и кислород радиацией (водород быстрее улетучивается из-за низкой атомной массы). Свечение атмосферы Ганимеда, как и Европы, неоднородно. HST наблюдал два ярких пятна, расположенных в северном и южном полушарии около широт +/- 50°, что точно соответствует границе между закрытыми и открытыми линиями магнитосферы Ганимеда. Яркие пятна, возможно, представляют собой полярные сияния, вызванные притоком плазмы вдоль открытых линий магнитного поля спутника.

Ганимед в ультрафиолете (снимок телескопа им. Хаббла)
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Существование нейтральной атмосферы подразумевает и существование у спутника ионосферы, потому что молекулы кислорода ионизируются столкновениями с быстрыми электронами, прибывающими из магнитосферы, и солнечным жёстким ультрафиолетом. Однако природа ионосферы Ганимеда такая же спорная, как и природа атмосферы. Некоторые замеры «Галилео» показали повышенную плотность электронов вблизи от спутника, что указывает на наличие ионосферы, тогда как другие попытки её зафиксировать потерпели неудачу. Концентрация электронов вблизи поверхности по различным оценкам колеблется в диапазоне от 400 до 2500 см-3.
    Дополнительное указание на существование кислородной атмосферы Ганимеда - обнаружение по спектральным данным газов, вмороженных в лёд на его поверхности. Об обнаружении полос поглощения озона (O3) было сообщено в 1996 году. В 1997 году спектральный анализ выявил линии поглощения димера (или двухатомного) кислорода. Такие линии поглощения могут возникать только если кислород находится в плотной фазе. Лучшее объяснение - что молекулярный кислород вморожен в лёд. Глубина димерных полос поглощения зависит от широты и долготы (но не от поверхностного альбедо) - они имеют склонность к уменьшению с широтой, в то время как тенденция для O3 противоположна. Лабораторные эксперименты позволили установить, что при температуре в 100 K, характерной для поверхности Ганимеда, O3 растворяется во льду, а не собирается в пузырьки.

Карта температур на Ганимеде
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Обнаружив в атмосфере Европы натрий, учёные стали искать его и в атмосфере Ганимеда. В 1997 году стало ясно, что его там нет (точнее, как минимум в 13 раз меньше, чем на Европе). Это может объясняться его нехваткой на поверхности или тем, что магнитосфера Ганимеда препятствует заряженным частицам выбивать его оттуда. Помимо прочего, в атмосфере Ганимеда замечен атомарный водород. Он наблюдался на расстоянии до 3000 км от поверхности спутника. Его концентрация у поверхности - около 1,5*104 см-3.

Магнитосфера

    Космический аппарат «Галилео» с 1995 по 2000 годы сделал шесть близких пролётов возле Ганимеда (G1, G2, G7, G8, G28 и G29) и обнаружил, что у Ганимеда есть довольно мощное магнитное поле и даже своя магнитосфера, не зависящая от магнитного поля Юпитера. Величина магнитного момента составляет 1,3*1013 Т*м3, что втрое больше, чем у Меркурия. Ось магнитного диполя наклонена на 176° по отношению к оси вращения Ганимеда, что означает её направленность против магнитного момента Юпитера. Северный магнитный полюс Ганимеда находится ниже плоскости орбиты. Индукция дипольного магнитного поля, созданного постоянным магнитным моментом, на экваторе спутника равна 719 +/- 2 нТл (для сравнения - индукция магнитного поля Юпитера на расстоянии Ганимеда равна 120 нТл). Противоположность направлений магнитного поля Ганимеда и Юпитера делает возможным магнитное пересоединение. Индукция собственного магнитного поля Ганимеда на его полюсах вдвое больше, чем на экваторе, и равна 1440 нТл.
    Ганимед - единственный спутник в Солнечной системе, у которого есть собственная магнитосфера. Она очень мала и погружена в магнитосферу Юпитера. Её диаметр - примерно 2-2,5 диаметра Ганимеда (который составляет 5268 км). У магнитосферы Ганимеда имеется область замкнутых силовых линий, расположенная ниже 30° широты, где заряженные частицы (электроны и ионы) оказываются в ловушке, создавая своего рода радиационный пояс. Основной вид ионов в магнитосфере - ионы кислорода O+, что хорошо согласуется с разрежённой кислородной атмосферой спутника. В шапках полярных областей на широтах выше 30° силовые линии магнитного поля не замкнуты и соединяют Ганимед с ионосферой Юпитера. В этих областях были обнаружены электроны и ионы, обладающие высокой энергией (десятки и сотни килоэлектронвольт), которые и могут вызывать полярные сияния, наблюдаемые вокруг полюсов Ганимеда. Кроме того, тяжелые ионы непрерывно осаждаются на полярной поверхности луны, распыляя и затемняя лёд.

Магнитное поле Ганимеда
Магнитное поле Ганимеда в поле Юпитера. Замкнутые силовые линии отмечены зелёным цветом
КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    Взаимодействие между магнитосферой Ганимеда и юпитерианской плазмой напоминает во многих отношениях взаимодействие между солнечным ветром и земной магнитосферой. Плазма вращается совместно с Юпитером и сталкивается с магнитосферой Ганимеда на его ведомой стороне, как и солнечный ветер с земной магнитосферой. Основное отличие - скорость плазменного потока: сверхзвуковая в случае Земли и дозвуковая в случае Ганимеда. Именно потому у магнитного поля Ганимеда нет ударной волны с запаздывающей стороны.

КА "GALILEO": ГАНИМЕД

    В дополнение к магнитному моменту, у Ганимеда есть индуцированное дипольное магнитное поле. Его вызывают изменения магнитного поля Юпитера вблизи спутника. Индуцированный дипольный момент направлен к Юпитеру или от него (согласно с правилом Ленца). Индуцированное магнитное поле Ганимеда на порядок слабее собственного. Его индукция на магнитном экваторе - около 60 нТ (вдвое меньше, чем напряжённость поля Юпитера там же). Индуцированное магнитное поле Ганимеда напоминает аналогичные поля Каллисто и Европы и указывает на то, что у этого спутника тоже есть подповерхностный водный океан с высокой электропроводностью.
    Поскольку Ганимед полностью дифференцирован и обладает металлическим ядром, его постоянное магнитное поле, вероятно, генерируется тем же способом, что и земное: как результат перемещений электропроводящей материи в недрах. Если магнитное поле вызвано магнитогидродинамическим эффектом, то это, вероятно, результат конвективного движения разных веществ в ядре.
    Несмотря на наличие железного ядра, магнитосфера Ганимеда остаётся загадкой, особенно с учётом того, что у других подобных тел её нет. Из некоторых исследований следует, что такое маленькое ядро уже должно было остыть до той точки, когда движение жидкости и поддержание магнитного поля невозможны. Одно из объяснений состоит в том, что поле сохраняется благодаря тем же орбитальным резонансам, которые привели к сложному рельефу поверхности: вследствие приливного разогрева из-за орбитального резонанса мантия защитила ядро от охлаждения. Ещё одно из объяснений - остаточная намагниченность силикатных пород в мантии, что возможно, будь у спутника более сильное поле в прошлом.
Материал: Википедия, Язев С. А. "Лекции о Солнечной системе", Фотожурнал NASA 

2005 - , Проект "Исследование Солнечной системы"
Открыт 15.12.2005, E-mail: lobandrey@yandex.ru