Ganimēds (pavadonis)
- Šis raksts ir par pavadoni. Par citām jēdziena Ganimēds nozīmēm skatīt nozīmju atdalīšanas lapu.
 Ganimēds. Attēls uzņemts no zondes "Juno", 2021 | |||||||||
| Atklāšana | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Atklājējs/i |
G. Galilejs S. Mariuss | ||||||||
| Atklāšanas datums | 1610. gada 11. janvārī | ||||||||
| Apzīmējumi | |||||||||
| Citi nosaukumi | Jupiters III | ||||||||
| Orbitālie parametri | |||||||||
| Periapsis | 1 069 200 km | ||||||||
| Apoapsis | 1 071 600 km | ||||||||
| Vidējais orbītas rādiuss | 1 070 400 km[1] | ||||||||
| Ekscentricitāte | 0,0013[1] | ||||||||
| Apriņķojuma periods | 7,15455296 dienas[1] | ||||||||
| Vidējais apriņķošanas ātrums | 10,880 km/s | ||||||||
| Slīpums | 0,20° (attiecībā pret Jupitera ekvatoru)[1] | ||||||||
| Riņķo ap | Jupitera pavadonis | ||||||||
| Fiziskie parametri | |||||||||
| Vidējais rādiuss | 2634,1 ± 0.3 km (0,413 no Zemes rādiusa)[2] | ||||||||
| Virsmas laukums | 87,0×106 km² (0,171 no Zemes virsmas) | ||||||||
| Tilpums | 7,6×1010 km³ (0,0704 no Zemes tilpuma) | ||||||||
| Masa | 1,4819×1023 kg (0,025 no Zemes masas)[2] | ||||||||
| Vidējais blīvums | 1,936 g/cm³[2] | ||||||||
| Ekvatoriālais brīvās krišanas paātrinājums | 1,428 m/s² (0,146 g) | ||||||||
| 2. kosmiskais ātrums | 2,741 km/s | ||||||||
| Rotācijas periods | sinhronizēta | ||||||||
| Ass slīpums | 0—0,33°[3] | ||||||||
| Albedo | 0,43 ± 0,02[4] | ||||||||
| |||||||||
| Redzamais spožums | 4,61 (opozīcija) [4] | ||||||||
| Atmosfēra | |||||||||
| Atmosfēras spiediens | atmosfēras pēdas | ||||||||
| Sastāvs | skābeklis[7] | ||||||||
Ganimēds (grieķu: Γανυμήδης) ir Jupitera pavadonis, viens no Galileja pavadoņiem. Lielākais Saules sistēmas pavadonis, pēc izmēriem lielāks par Merkuru, kaut arī pēc masas ir divas reizes vieglāks.
Atklāšanas vēsture un nosaukums
[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]Ganimēdu atklāja Galileo Galilejs 1610. gadā ar pasaulē pirmo teleskopu. Uz pavadoņa pirmatklājēja statusu pretendēja arī vācu astronoms Simons Mariuss, kurš novēroja pavadoni 1609. gadā, taču pētījumu rezultātus nebija publicējis. Bet vēl ilgi pirms tam Ganimēds tika novērots jau senajā Ēģiptē un senajā Babilonā.
Nosaukumu „Ganimēds” deva tieši Simons Mariuss 1614. gadā pēc sengrieķu mitoloģiskas personas vārda, taču ilgu laiku tas netika lietots. Galilejs četrus atklātos pavadoņus nosauca par „Mediči planētām” un deva tiem kārtas numurus. Ganimēds skaitījās kā „trešais Jupitera pavadonis”. Tikai 20. gadsimta vidū nosaukums „Ganimēds” guva vispārēju atzīšanu.
Fiziskais raksturojums
[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]
Ganimēds sastāv pārsvarā no ledus un iežiem. Domājams, Ganimēda iekšējā uzbūvē var izšķirt trīs slāņus: izkausēts metālisks vai sēra-metālisks kodols, no iežiem veidota mantija un 900-950 km biezs ledus slānis. Nav izslēgts, ka starp akmens iežiem un ledu atrodams šķidrā ūdens slānis, kura temperatūra daudz zemāka par nulli, jo ūdens atrodas zem spiediena. Ir ziņas, ka senāk siltuma plūsma no kodola ir bijusi daudz lielāka.
Ganimēdam ir samērā spēcīgs magnētiskais lauks. Ir aprēķināti divi pavadoņa magnētiskā lauka veidošanās modeļi: pamatojoties uz izkausēta kodola esamību vai arī balstoties uz elektrovadošu sāls šķīdumu zem ledus segas. 2015. gadā NASA paziņoja, ka izmantojot Habla kosmisko teleskopu gūti papildus pierādījumi šķidra sālsūdens okeāna esamībai zem ledus segas. Tiek lēsts, ka okeāns atrodas zem apmēram 150 km biezas ledus segas un ir apmēram 100 km dziļš.[8]
Uz Ganimēda virsmas atrodami pārsvarā divu tipu apgabali: ļoti veci, ar krāteriem stipri izroboti tumšie apgabali un jaunāki (bet arī seni) gaišie apgabali. Gaišo apgabalu izcelsme acīmredzami ir saistīta ar tektoniskiem procesiem. Ganimēda ledus sega, iespējams, ir sadalīta milzīgās plātnēs (līdzīgi Zemes tektoniskajām plātnēm), kuras varēja pārvietoties samērā brīvi un, savstarpēji mijiedarbojoties, veidot kalnu grēdas un lūzumus. Uz pavadoņa var novērot arī senās sacietējušas lavas straumes. Tektoniskā ziņā Ganimēds, iespējams, vairāk līdzinās Zemei, nekā Marsam vai Venerai (jāatzīmē tomēr, ka nesenu tektonisko aktivitāšu pēdas uz Ganimēda pagaidām nav konstatētas).
Līdzīgi „krokoti” apgabali ar kalnu grēdām un padziļinājumiem ir novērojami arī uz tādiem ledus pavadoņiem, kā Encelads, Ariels un Miranda. Konstatēti arī lentveida veidojumi, līdzīgi, kā uz Eiropas, taču daudz mazākā skaitā; šādas lentveida struktūras var veidoties ledus plātnēm savstarpēji atbīdoties, kur izveidojušās ieplakas aizpildās ar mīkstu vai šķidru zemledus materiālu. Ganimēda tumšie apgabali atgādina Kallisto virsmu.
Daudzie meteorītu triecienkrāteri uz Ganimēda pārklāj abu tipu apgabalus, kas liecina par to senumu līdz 3-3,5 mljrd. gadu (līdzīgi Mēness virsmai). Relatīvi jaunākiem krāteriem ir novērojami gaiši, radiāli izmešu „stari”. Atšķirībā no Mēness vai Merkura, Ganimēda triecienkrāteri ir plakani un sekli ar zemām krātera sienām. Iespējams, tas liecina par ledus garozas valkanību, kuras rezultātā krāteri ilgākā laika periodā var „izplūst” un reljefa izcēlumi nogludināties. Tā rezultātā visvecākie krāteri vispār ir pazaudējuši savu reljefu, un par to eksistenci liecina tikai vāji izteiktas pēdas.
Tā kā jaunie krāteri satur vairāk ledus, tad visticamāk Ganimēda virsma ir pārklāta ar tumšas vielas slānīti, bet dziļākie slāņi sastāv no daudz tīrāka ūdens ledus. Šī tumšās vielas kārtiņa varētu izveidoties kosmiskajiem putekļiem nosēžoties uz pavadoņa virsmas, vai arī ūdens molekulām sublimējot apkārtējā vidē.
Lielākais Ganimēda veidojums ir tumšs, plakans līdzenums ar koncentriskām kalnu grēdām. To dēvē par Galileo apgabalu (angl. Galileo Region). Iespējams, tas radies sadursmes rezultātā ar lielu debess ķermeni, kura pēdas vēlākos laikos tika izlīdzinātas ģeoloģiskās aktivitātes rezultātā.
Uz Ganimēda ir atklātas depresijas, līdzīgas Zemes tipa vulkāniskajām kalderām (ieplakām); tās tiek interpretētas, kā kriovulkānisma izpausmes.
20. gadsimta 80. gadu vidū amerikāņu un indiešu astronomi (strādājot Indonēzijas observatorijā, Lebangā), Ganimēdam aizklājot kādu zvaigzni, atklāja uz tā ļoti vājas atmosfēras pazīmes. Šos rezultātus apstiprināja pavadoņa pētījumi ar Habbla teleskopu. Atmosfēra, līdzīgi Eiropai, sastāv no skābekļa, kas veidojies, ūdenim sadaloties skābeklī un ūdeņradī, Saules radiācijas iespaidā (ūdeņradi tā viegluma dēļ pavadoņa vājais gravitācijas lauks nespēj noturēt).
Ganimēda pētījumi ar kosmiskajām zondēm
[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]Jupiters (kā arī visas pārējās gigantiskās planētas) tika pētīts tikai ar NASA starpplanētu zondēm. Pirmās Ganimēda kosmiskās fotogrāfijas veica zonde „Pioneer-10”, kas lidoja garām Jupiteram 1973. gada decembrī. Turklāt „Pioneer-10” precizēja Ganimēda izmērus un blīvumu.
1979. gada martā 112 tūkst. km attālumā garām Ganimēdam nolidoja „Voyager-1”, bet jūlijā - „Voyager-2” nolidoja 50 tūkst. km attālumā. Zondes nosūtīja kvalitatīvus pavadoņa virsmas attēlus, kā arī veica dažādus mērījumus. Mūsdienu hipotēzes par pavadoņa ģeoloģiju radās, pateicoties „Voyager” datiem.
No 1995. gada decembra līdz 2003. gada septembrim Jupitera sistēmu pētīja kosmiskā zonde „Galileo”. Šajā laikā zonde 6 reizes satuvinājās ar Ganimēdu (minimālais attālums — 261 km) un pārraidīja daudz vērtīgas informācijas. Konkrēti, „Galileo” atklāja Ganimēda magnetosfēru. Pateicoties „Galileo” datiem, ir izdevies samērā precīzi izveidot pavadoņa iekšējās uzbūves modeli.
2022. gadā ESA plāno palaist starpplanētu zondi JUICE Jupitera sistēmas izpētei. Zonde pētīs Jupiteru, pietuvosies Kallisto un Eiropai, un ieies orbītā ap Ganimēdu.[9]
Atsauces un piezīmes
[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 «Planetary Satellite Mean Orbital Parameters». Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). "The Galilean Satellites" (pdf). Science 286: 77—84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.
- ↑ Bills, Bruce G. (2005). "Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter". Icarus 175: 233—247. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028.
- ↑ 4,0 4,1 Donald K. Yeomans. «Planetary Satellite Physical Parameters». JPL Solar System Dynamics, 2006-07-13. Skatīts: 2007-11-05.
- ↑ 5,0 5,1 Delitsky, Mona L.; Lane, Arthur L. (1998). "Ice chemistry of Galilean satellites" (pdf). J.of Geophys. Res. 103 (E13): 31,391—31,403. doi:10.1029/1998JE900020.
- ↑ Orton, G.S.; Spencer, G.R.; Travis, L.D. et.al. (1996). "Galileo Photopolarimeter-radiometer observations of Jupiter and the Galilean Satellites". Science 274: 389—391. doi:10.1126/science.274.5286.389.
- ↑ Hall, D.T.; Feldman, P.D.; McGrath, M.A. et.al. (1998). "The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede". The Astrophysical Journal 499: 475—481. doi:10.1086/305604.
- ↑ NASA’s Hubble Observations Suggest Underground Ocean on Jupiter's Largest Moon
- ↑ Hubble finds 'best evidence' for Ganymede subsurface ocean
Ārējās saites
[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]
Vikikrātuvē par šo tēmu ir pieejami multivides faili. Skatīt: Ganimēds.
- Encyclopædia Britannica raksts (angliski)
- Brockhaus Enzyklopädie raksts (vāciski)
- Zinātniskās fantastikas enciklopēdijas raksts (angliski)
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|