Ganímedes (luna)
Ganimedes, un satélite de Júpiter (Júpiter III), es la luna más grande y masiva del Sistema Solar. El noveno objeto más grande (incluido el Sol) del Sistema Solar, es el más grande sin una atmósfera sustancial (aunque no el más masivo, que es Mercurio). Tiene un diámetro de 5268 km (3273 mi), lo que lo hace un 26 % más grande que el planeta Mercurio en volumen, aunque solo tiene un 45 % de masa. Al poseer un núcleo metálico, tiene el factor de momento de inercia más bajo de cualquier cuerpo sólido en el Sistema Solar y es la única luna conocida que tiene un campo magnético. Fuera de Júpiter, es el séptimo satélite y el tercero de las lunas galileanas, el primer grupo de objetos descubiertos que orbitan alrededor de otro planeta. Ganímedes orbita alrededor de Júpiter en aproximadamente siete días y se encuentra en una resonancia orbital 1:2:4 con las lunas Europa e Io, respectivamente.
Ganimedes se compone de cantidades aproximadamente iguales de roca de silicato y agua. Es un cuerpo completamente diferenciado con un núcleo líquido rico en hierro y un océano interno que puede contener más agua que todos los océanos de la Tierra juntos. Su superficie está compuesta por dos tipos principales de terreno. Las regiones oscuras, saturadas de cráteres de impacto y que datan de hace cuatro mil millones de años, cubren alrededor de un tercio. Las regiones más claras, atravesadas por extensos surcos y crestas y solo un poco menos antiguas, cubren el resto. La causa de la geología interrumpida del terreno ligero no se conoce por completo, pero probablemente fue el resultado de la actividad tectónica debido al calentamiento de las mareas.
El campo magnético de Ganímedes probablemente se crea por convección dentro de su núcleo de hierro líquido, también creado por las fuerzas de marea de Júpiter. El escaso campo magnético está enterrado dentro del campo magnético mucho más grande de Júpiter y se mostraría solo como una perturbación local de las líneas de campo. Ganímedes tiene una atmósfera delgada de oxígeno que incluye O, O2 y posiblemente O3 (ozono). El hidrógeno atómico es un constituyente atmosférico minoritario. No se ha resuelto si Ganímedes tiene una ionosfera asociada con su atmósfera.
El descubrimiento de Ganímedes se atribuye a Galileo Galilei, el primero en observarlo, el 7 de enero de 1610. El astrónomo Simón Marius pronto sugirió su nombre, en honor al mitológico Ganímedes, un príncipe troyano deseado por Zeus (el Contraparte griega de Júpiter), quien lo llevó para ser el copero de los dioses. Comenzando con Pioneer 10, varias naves espaciales han explorado Ganímedes. Las sondas Voyager, Voyager 1 y Voyager 2, refinaron las medidas de su tamaño, mientras que Galileo descubrió su océano subterráneo y su campo magnético. La próxima misión planificada al sistema joviano es el Júpiter Icy Moon Explorer (JUICE) de la Agencia Espacial Europea, cuyo lanzamiento está previsto para 2023. Después de los sobrevuelos de las tres lunas galileanas heladas, está previsto que entre en órbita alrededor de Ganímedes.
Historia
Los registros astronómicos chinos informan que en el año 365 a. C., Gan De detectó a simple vista lo que podría haber sido una luna de Júpiter, probablemente Ganímedes. Sin embargo, Gan De informó que el color del compañero era rojizo, lo cual es desconcertante ya que las lunas son demasiado débiles para que su color se perciba a simple vista. Shi Shen y Gan De juntos hicieron observaciones bastante precisas de los cinco planetas principales.
El 7 de enero de 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para observar lo que pensó que eran tres estrellas cerca de Júpiter, incluidas las que resultaron ser Ganímedes, Calisto y un cuerpo que resultó ser la luz combinada de Io y Europa.; la noche siguiente notó que se habían mudado. El 13 de enero vio las cuatro a la vez por primera vez, pero había visto cada una de las lunas antes de esta fecha al menos una vez. El 15 de enero, Galileo llegó a la conclusión de que las estrellas eran en realidad cuerpos que orbitaban alrededor de Júpiter.
Nombre
Galileo reclamó el derecho de nombrar las lunas que había descubierto. Consideró "Cosmian Stars" y se decidió por "Medicean Stars", en honor a Cosme II de' Médici.
El astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc sugirió nombres individuales de la familia Medici para las lunas, pero su propuesta no fue aceptada. Simon Marius, quien originalmente había afirmado haber encontrado los satélites galileanos, trató de nombrar a las lunas el 'Saturno de Júpiter', el 'Júpiter de Júpiter'. (esto era Ganímedes), la 'Venus de Júpiter' y el 'Mercurio de Júpiter', otra nomenclatura que nunca se popularizó. A partir de una sugerencia de Johannes Kepler, Marius sugirió un sistema de nombres diferente basado en la mitología griega:
... Quin etiam impensius amavit Ganymedem puerum formosum, Trois Regis filium, adeo etiam assumptâ aquilæ figurâ, illum humeris impositum, in cœlum transportavit, prout fabulantur poetæ... à me vocatur... Tertius ob luminis Majestatem Ganymedes... Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi.
... Entonces estaba Ganymede, el apuesto hijo del rey Tros, a quien Júpiter, habiendo tomado la forma de un águila, transportado al cielo en su espalda, como los poetas fabulosamente dicen... La Tercera [luna] se llama Ganymede por mí debido a su majestad de luz... Io, Europa, el chico Ganymede, y Callisto muy satisfecho Zeus lujurioso.
Este nombre y los de los otros satélites galileanos cayeron en desgracia durante un tiempo considerable y no fueron de uso común hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica anterior, se hace referencia a Ganímedes por su designación en números romanos, Júpiter III (un sistema introducido por Galileo), en otras palabras, "el tercero satélite de Júpiter". Tras el descubrimiento de las lunas de Saturno, se utilizó un sistema de nombres basado en el de Kepler y Marius para las lunas de Júpiter. Ganímedes es la única luna galileana de Júpiter que lleva el nombre de una figura masculina; al igual que Io, Europa y Calisto, era un amante de Zeus.
Los satélites galileanos conservan la ortografía italiana de sus nombres. En los casos de Io, Europa y Calisto, estos son idénticos al latino, pero la forma latina de Ganímedes es Ganimedes. En inglés, la 'e' es silencioso, quizás bajo la influencia del francés, a diferencia de los nombres posteriores tomados del latín y el griego.
Órbita y rotación
Ganimedes orbita a Júpiter a una distancia de 1 070 400 kilómetros (665 100 mi), tercero entre los satélites galileanos, y completa una revolución cada siete días y tres horas. Como la mayoría de las lunas conocidas, Ganímedes está bloqueada por mareas, con un lado siempre mirando hacia el planeta, por lo que su día también es de siete días y tres horas. Su órbita es muy ligeramente excéntrica e inclinada con respecto al ecuador joviano, y la excentricidad y la inclinación cambian casi periódicamente debido a las perturbaciones gravitatorias solares y planetarias en una escala de tiempo de siglos. Los rangos de cambio son 0,0009–0,0022 y 0,05–0,32°, respectivamente. Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre los ejes de rotación y orbital) varíe entre 0 y 0,33°.
Ganimedes participa en resonancias orbitales con Europa e Io: por cada órbita de Ganimedes, Europa orbita dos veces e Io orbita cuatro veces. Las conjunciones (alineación en el mismo lado de Júpiter) entre Io y Europa ocurren cuando Io está en periapsis y Europa en apoapsis. Las conjunciones entre Europa y Ganímedes ocurren cuando Europa está en el periapsis. Las longitudes de las conjunciones Io-Europa y Europa-Ganimedes cambian con la misma velocidad, lo que hace imposibles las conjunciones triples. Una resonancia tan complicada se llama resonancia de Laplace. La resonancia de Laplace actual no puede bombear la excentricidad orbital de Ganímedes a un valor más alto. El valor de alrededor de 0,0013 es probablemente un remanente de una época anterior, cuando tal bombeo era posible. La excentricidad orbital de Ganymedia es algo desconcertante; si no se bombea ahora, debería haberse descompuesto hace mucho tiempo debido a la disipación de las mareas en el interior de Ganímedes. Esto significa que el último episodio de la excitación de excentricidad ocurrió hace solo varios cientos de millones de años. Debido a que la excentricidad orbital de Ganímedes es relativamente baja (en promedio, 0,0015), el calentamiento de las mareas ahora es insignificante. Sin embargo, en el pasado, Ganímedes pudo haber pasado por una o más resonancias de tipo Laplace que pudieron bombear la excentricidad orbital a un valor tan alto como 0,01–0,02. Esto probablemente causó un calentamiento significativo por marea en el interior de Ganímedes; la formación del terreno acanalado puede ser el resultado de uno o más episodios de calentamiento.
Hay dos hipótesis sobre el origen de la resonancia de Laplace entre Io, Europa y Ganímedes: que es primordial y ha existido desde el comienzo del Sistema Solar; o que se desarrolló después de la formación del Sistema Solar. Una posible secuencia de eventos para el último escenario es la siguiente: Io elevó las mareas en Júpiter, lo que provocó que la órbita de Io se expandiera (debido a la conservación del impulso) hasta que encontró la resonancia 2:1 con Europa; después de eso, la expansión continuó, pero parte del momento angular se transfirió a Europa cuando la resonancia hizo que su órbita también se expandiera; el proceso continuó hasta que Europa encontró la resonancia 2:1 con Ganímedes. Finalmente, las tasas de deriva de las conjunciones entre las tres lunas se sincronizaron y bloquearon en la resonancia de Laplace.
Características físicas
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Tamaño
Con un diámetro de unos 5270 kilómetros (3270 mi) y una masa de 1,48×1020 toneladas (1,48×1023 kg; 3,26×1023 lb), Ganímedes es la luna más grande y masiva del Sistema Solar. Es un poco más masivo que la segunda luna más masiva, el satélite Titán de Saturno, y tiene más del doble de masa que la Luna de la Tierra. Es más grande que el planeta Mercurio, que tiene un diámetro de 4880 kilómetros (3030 mi), pero tiene solo el 45 por ciento de la masa de Mercurio. Ganímedes es el noveno objeto más grande del sistema solar, pero el décimo más masivo.
Composición
La densidad media de Ganímedes, 1,936 g/cm3 (un poco mayor que la de Calisto), sugiere una composición de aproximadamente partes iguales de material rocoso y en su mayoría hielos de agua. Parte del agua es líquida, formando un océano subterráneo. La fracción de masa de los hielos está entre el 46 y el 50 por ciento, que es ligeramente inferior a la de Calisto. También pueden estar presentes algunos hielos volátiles adicionales, como el amoníaco. La composición exacta de la roca de Ganímedes no se conoce, pero probablemente se acerque a la composición de las condritas ordinarias de tipo L/LL, que se caracterizan por tener menos hierro total, menos hierro metálico y más óxido de hierro que las condritas H. La relación en peso de hierro a silicio oscila entre 1,05 y 1,27 en Ganímedes, mientras que la relación solar es de alrededor de 1,8.
Características de la superficie
La superficie de Ganímedes tiene un albedo de alrededor del 43 por ciento. El hielo de agua parece ser omnipresente en su superficie, con una fracción de masa del 50 al 90 por ciento, significativamente más que en Ganímedes en su conjunto. La espectroscopia de infrarrojo cercano ha revelado la presencia de fuertes bandas de absorción de hielo de agua en longitudes de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 μm. El terreno acanalado es más brillante y tiene una composición más helada que el terreno oscuro. El análisis de los espectros ultravioleta y de infrarrojo cercano de alta resolución obtenidos por la nave espacial Galileo y de las observaciones de la Tierra ha revelado varios materiales distintos del agua: dióxido de carbono, dióxido de azufre y, posiblemente, cianógeno, sulfato de hidrógeno y varios compuestos orgánicos. Los resultados de Galileo también han mostrado sulfato de magnesio (MgSO4) y, posiblemente, sulfato de sodio (Na2SO4) en la superficie de Ganímedes. Estas sales pueden tener su origen en el océano subterráneo.
El albedo de la superficie de Ganymedian es muy asimétrico; el hemisferio anterior es más brillante que el posterior. Esto es similar a Europa, pero al revés para Calisto. El hemisferio posterior de Ganímedes parece estar enriquecido en dióxido de azufre. La distribución de dióxido de carbono no demuestra ninguna asimetría hemisférica, pero se observa poco o nada de dióxido de carbono cerca de los polos. Los cráteres de impacto en Ganímedes (excepto uno) no muestran ningún enriquecimiento en dióxido de carbono, lo que también lo distingue de Calisto. El gas de dióxido de carbono de Ganímedes probablemente se agotó en el pasado.
La superficie de Ganímedes es una mezcla de dos tipos de terreno: muy antiguo, con muchos cráteres, regiones oscuras y algo más joven (pero aún antiguo), regiones más claras marcadas con una amplia variedad de surcos y crestas. El terreno oscuro, que comprende aproximadamente un tercio de la superficie, contiene arcillas y materiales orgánicos que podrían indicar la composición de los impactadores de los que se formaron los satélites jovianos.
El mecanismo de calentamiento requerido para la formación del terreno acanalado en Ganímedes es un problema sin resolver en las ciencias planetarias. La opinión moderna es que el terreno acanalado es principalmente de naturaleza tectónica. Se cree que el criovolcanismo jugó solo un papel menor, si es que tuvo alguno. Las fuerzas que causaron las fuertes tensiones en la litosfera de hielo de Ganímedia necesarias para iniciar la actividad tectónica pueden estar conectadas con los eventos de calentamiento de las mareas en el pasado, posiblemente causados cuando el satélite pasó por resonancias orbitales inestables. La flexión de las mareas del hielo puede haber calentado el interior y forzado la litosfera, lo que condujo al desarrollo de grietas y fallas de horst y graben, que borraron el terreno antiguo y oscuro en el 70 por ciento de la superficie. La formación del terreno acanalado también puede estar relacionada con la formación temprana del núcleo y el subsiguiente calentamiento por marea del interior de Ganímedes, lo que puede haber causado una ligera expansión de Ganímedes entre uno y seis por ciento debido a las transiciones de fase en el hielo y la expansión térmica.. Durante la evolución subsiguiente, es posible que las columnas de agua caliente hayan ascendido desde el núcleo hasta la superficie, lo que provocó la deformación tectónica de la litosfera. El calentamiento radiogénico dentro del satélite es la fuente de calor actual más relevante y contribuye, por ejemplo, a la profundidad del océano. Los modelos de investigación han encontrado que si la excentricidad orbital fuera un orden de magnitud mayor que la actual (como pudo haber sido en el pasado), el calentamiento por marea sería una fuente de calor más sustancial que el calentamiento radiogénico.
La formación de cráteres se observa en ambos tipos de terreno, pero es especialmente extensa en el terreno oscuro: parece estar saturada de cráteres de impacto y ha evolucionado en gran medida a través de eventos de impacto. El terreno estriado, más brillante, contiene muchas menos características de impacto, que han tenido una importancia menor en su evolución tectónica. La densidad de cráteres indica una edad de 4 000 millones de años para el terreno oscuro, similar a las tierras altas de la Luna, y una edad algo más joven para el terreno acanalado (pero no se sabe cuánto más joven). Ganímedes pudo haber experimentado un período de fuertes cráteres hace 3500 a 4 000 millones de años similar al de la Luna. De ser cierto, la gran mayoría de los impactos ocurrieron en esa época, mientras que la tasa de formación de cráteres ha sido mucho menor desde entonces. Los cráteres se superponen y son atravesados por los sistemas de surcos, lo que indica que algunos de los surcos son bastante antiguos. También son visibles cráteres relativamente jóvenes con rayos de eyección. Los cráteres de Ganymedia son más planos que los de la Luna y Mercurio. Esto probablemente se deba a la naturaleza relativamente débil de la corteza helada de Ganímedes, que puede (o podría) fluir y, por lo tanto, suavizar el relieve. Cráteres antiguos cuyo relieve ha desaparecido dejan solo un "fantasma" de un cráter conocido como palimpsesto.
Una característica importante de Ganímedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, que contiene una serie de ranuras o surcos concéntricos, probablemente creados durante un período de actividad geológica.
Ganimedes también tiene casquetes polares, probablemente compuestos de agua helada. La helada se extiende hasta los 40° de latitud. Estos casquetes polares fueron vistos por primera vez por la nave espacial Voyager. Las teorías sobre la formación de los casquetes incluyen la migración de agua a latitudes más altas y el bombardeo del hielo por plasma. Los datos de Galileo sugieren que esto último es correcto. La presencia de un campo magnético en Ganímedes da como resultado un bombardeo de partículas cargadas más intenso de su superficie en las regiones polares desprotegidas; el chisporroteo conduce entonces a la redistribución de las moléculas de agua, y la escarcha migra a áreas localmente más frías dentro del terreno polar.
Un cráter llamado Anat proporciona el punto de referencia para medir la longitud en Ganímedes. Por definición, Anat está a 128° de longitud. La longitud 0° mira directamente a Júpiter y, a menos que se indique lo contrario, la longitud aumenta hacia el oeste.
Estructura interna
Ganimedes parece estar completamente diferenciado, con una estructura interna que consta de un núcleo de hierro-sulfuro de hierro, un manto de silicato y capas externas de agua helada y agua líquida. Los espesores precisos de las diferentes capas en el interior de Ganímedes dependen de la composición supuesta de silicatos (fracción de olivino y piroxeno) y la cantidad de azufre en el núcleo. Ganímedes tiene el factor de momento de inercia más bajo, 0,31, entre los cuerpos sólidos del Sistema Solar. Esto es consecuencia de su importante contenido de agua y su interior totalmente diferenciado.
Océanos subterráneos
En la década de 1970, los científicos de la NASA sospecharon por primera vez que Ganímedes tiene un océano espeso entre dos capas de hielo, una en la superficie y otra debajo de un océano líquido y encima del manto rocoso. En la década de 1990, la misión Galileo de la NASA sobrevoló Ganímedes y encontró indicios de tal océano subterráneo. Un análisis publicado en 2014, teniendo en cuenta la termodinámica realista del agua y los efectos de la sal, sugiere que Ganímedes podría tener una pila de varias capas oceánicas separadas por diferentes fases de hielo, con la capa líquida más baja adyacente al manto rocoso. El contacto agua-roca puede ser un factor importante en el origen de la vida. El análisis también señala que las profundidades extremas involucradas (~800 km hasta el "fondo marino" rocoso) significan que las temperaturas en el fondo de un océano convectivo (adiabático) pueden ser hasta 40 K más altas que las del hielo. –interfaz de agua.
En marzo de 2015, los científicos informaron que las mediciones con el telescopio espacial Hubble de cómo se movían las auroras confirmaron que Ganímedes tiene un océano subterráneo. Un gran océano de agua salada afecta el campo magnético de Ganímedes y, en consecuencia, su aurora. La evidencia sugiere que los océanos de Ganímedes podrían ser los más grandes de todo el Sistema Solar.
Existe cierta especulación sobre la posible habitabilidad del océano de Ganímedes.
Básico
La existencia de un núcleo líquido rico en hierro y níquel proporciona una explicación natural del campo magnético intrínseco de Ganímedes detectado por la nave espacial Galileo. La convección en el hierro líquido, que tiene una alta conductividad eléctrica, es el modelo más razonable de generación de campo magnético. La densidad del núcleo es de 5,5 a 6 g/cm3 y el manto de silicato es de 3,4 a 3,6 g/cm3. El radio de este núcleo puede ser de hasta 500 km. La temperatura en el núcleo de Ganímedes es probablemente de 1500 a 1700 K y la presión de hasta 10 GPa (99 000 atm).
Atmósfera e ionosfera
En 1972, un equipo de astrónomos indios, británicos y estadounidenses que trabajaban en Java (Indonesia) y Kavalur (India) afirmaron haber detectado una atmósfera delgada durante una ocultación, cuando Júpiter y ella pasaron frente a una estrella. Estimaron que la presión superficial era de alrededor de 0,1 Pa (1 microbar). Sin embargo, en 1979, la Voyager 1 observó una ocultación de la estrella κ Centauri durante su sobrevuelo de Júpiter, con resultados diferentes. Las medidas de ocultación se realizaron en el espectro ultravioleta lejano en longitudes de onda inferiores a 200 nm, que eran mucho más sensibles a la presencia de gases que las medidas de 1972 realizadas en el espectro visible. Los datos de la Voyager no revelaron ninguna atmósfera. Se encontró que el límite superior en la densidad del número de partículas de la superficie era 1.5×109 cm−3, que corresponde a una presión superficial de menos de 2,5 µPa (25 picobares). Este último valor es casi cinco órdenes de magnitud menor que la estimación de 1972.
A pesar de los datos de la Voyager, en 1995 el Telescopio Espacial Hubble (HST) encontró evidencia de una tenue atmósfera de oxígeno (exosfera) en Ganímedes, muy similar a la encontrada en Europa. HST en realidad observó el resplandor del oxígeno atómico en el ultravioleta lejano en las longitudes de onda de 130,4 nm y 135,6 nm. Tal resplandor de aire se excita cuando el oxígeno molecular se disocia por impactos de electrones, lo que es evidencia de una atmósfera neutra significativa compuesta predominantemente por moléculas de O2. La densidad numérica superficial probablemente se encuentra en el (1.2–7)×108 cm−3 rango, correspondiente a la presión superficial de 0,2–1,2 µPa. Estos valores están de acuerdo con el límite superior de la Voyager establecido en 1981. El oxígeno no es evidencia de vida; se cree que se produce cuando el hielo de agua en la superficie de Ganímedes se divide en hidrógeno y oxígeno por radiación, y el hidrógeno se pierde más rápidamente debido a su baja masa atómica. El resplandor del aire observado sobre Ganímedes no es espacialmente homogéneo como el de Europa. HST observó dos puntos brillantes ubicados en los hemisferios norte y sur, cerca de ± 50 ° de latitud, que es exactamente el límite entre las líneas de campo abierto y cerrado de la magnetosfera de Ganymedia (ver más abajo). Los puntos brillantes son probablemente auroras polares, causadas por la precipitación de plasma a lo largo de las líneas de campo abierto.
La existencia de una atmósfera neutra implica que debería existir una ionosfera, porque las moléculas de oxígeno son ionizadas por los impactos de los electrones energéticos provenientes de la magnetosfera y por la radiación solar EUV. Sin embargo, la naturaleza de la ionosfera de Ganymedia es tan controvertida como la naturaleza de la atmósfera. Algunas mediciones de Galileo encontraron una densidad de electrones elevada cerca de Ganímedes, lo que sugiere una ionosfera, mientras que otras no detectaron nada. Diferentes fuentes estiman que la densidad de electrones cerca de la superficie se encuentra en el rango de 400 a 2500 cm−3. A partir de 2008, los parámetros de la ionosfera de Ganímedes no están bien restringidos.
Evidencia adicional de la atmósfera de oxígeno proviene de la detección espectral de gases atrapados en el hielo en la superficie de Ganímedes. La detección de bandas de ozono (O3) se anunció en 1996. En 1997, el análisis espectroscópico reveló las características de absorción del dímero (o diatómico) del oxígeno molecular. Tal absorción puede surgir solo si el oxígeno está en una fase densa. El mejor candidato es el oxígeno molecular atrapado en el hielo. La profundidad de las bandas de absorción de dímeros depende de la latitud y la longitud, más que del albedo de la superficie; tienden a disminuir al aumentar la latitud en Ganímedes, mientras que O3 muestra una tendencia opuesta. El trabajo de laboratorio ha descubierto que el O2 no se agruparía ni burbujearía, sino que se disolvería en el hielo a la temperatura superficial relativamente cálida de Ganímedes de 100 K (−173,15 °C).
Una búsqueda de sodio en la atmósfera, justo después de tal hallazgo en Europa, no arrojó nada en 1997. El sodio es al menos 13 veces menos abundante alrededor de Ganímedes que alrededor de Europa, posiblemente debido a una deficiencia relativa en la superficie o porque la magnetosfera rechaza las partículas energéticas. Otro constituyente menor de la atmósfera de Ganímedes es el hidrógeno atómico. Se observaron átomos de hidrógeno a una distancia de hasta 3000 km de la superficie de Ganímedes. Su densidad en la superficie es de aproximadamente 1.5×104 cm−3.
En 2021 se detectó vapor de agua en la atmósfera de Ganímedes.
Magnetosfera
La nave Galileo realizó seis sobrevuelos cercanos a Ganímedes entre 1995 y 2000 (G1, G2, G7, G8, G28 y G29) y descubrió que Ganímedes tiene un momento magnético permanente (intrínseco) independiente de el campo magnético joviano. El valor del momento es de 1,3 × 1013 T·m3, que es tres veces mayor que el magnético. momento de Mercurio. El dipolo magnético está inclinado con respecto al eje de rotación de Ganímedes en 176°, lo que significa que está dirigido contra el momento magnético joviano. Su polo norte se encuentra debajo del plano orbital. El campo magnético dipolar creado por este momento permanente tiene una fuerza de 719 ± 2 nT en el ecuador de Ganímedes, que debe compararse con el campo magnético joviano a la distancia de Ganímedes, aproximadamente 120 nT. El campo ecuatorial de Ganímedes se dirige contra el campo joviano, lo que significa que es posible la reconexión. La intensidad de campo intrínseca en los polos es dos veces mayor que en el ecuador: 1440 nT.
El momento magnético permanente talla una parte del espacio alrededor de Ganímedes, creando una diminuta magnetosfera incrustada dentro de la de Júpiter; es la única luna en el Sistema Solar que se sabe que posee la característica. Su diámetro es de 4 a 5 radios de Ganímedes. La magnetosfera de Ganímedia tiene una región de líneas de campo cerradas ubicadas por debajo de los 30° de latitud, donde las partículas cargadas (electrones e iones) quedan atrapadas, creando una especie de cinturón de radiación. La principal especie de iones en la magnetosfera es el oxígeno ionizado simple, O+, que encaja bien con la tenue atmósfera de oxígeno de Ganímedes. En las regiones del casquete polar, en latitudes superiores a 30°, las líneas de campo magnético están abiertas y conectan a Ganímedes con la ionosfera de Júpiter. En estas áreas, se han detectado los electrones e iones energéticos (decenas y cientos de kiloelectronvoltios), que pueden causar las auroras observadas alrededor de los polos de Ganymedia. Además, los iones pesados se precipitan continuamente en la superficie polar de Ganímedes, chisporroteando y oscureciendo el hielo.
La interacción entre la magnetosfera de Ganímedia y el plasma joviano es, en muchos aspectos, similar a la del viento solar y la magnetosfera de la Tierra. El plasma que co-rota con Júpiter incide en el lado posterior de la magnetosfera de Ganímedes de forma muy parecida a como el viento solar incide en la magnetosfera de la Tierra. La principal diferencia es la velocidad del flujo de plasma: supersónico en el caso de la Tierra y subsónico en el caso de Ganímedes. Debido al flujo subsónico, no hay choque de proa en el hemisferio posterior de Ganímedes.
Además del momento magnético intrínseco, Ganímedes tiene un campo magnético dipolar inducido. Su existencia está relacionada con la variación del campo magnético joviano cerca de Ganímedes. El momento inducido se dirige radialmente hacia o desde Júpiter siguiendo la dirección de la parte variable del campo magnético planetario. El momento magnético inducido es un orden de magnitud más débil que el intrínseco. La intensidad de campo del campo inducido en el ecuador magnético es de aproximadamente 60 nT, la mitad de la del campo joviano ambiental. El campo magnético inducido de Ganímedes es similar a los de Calisto y Europa, lo que indica que Ganímedes también tiene un océano de agua bajo la superficie con una alta conductividad eléctrica.
Dado que Ganímedes está completamente diferenciado y tiene un núcleo metálico, su campo magnético intrínseco probablemente se genera de manera similar a la de la Tierra: como resultado del movimiento del material conductor en el interior. Es probable que el campo magnético detectado alrededor de Ganímedes sea causado por la convección compositiva en el núcleo, si el campo magnético es el producto de la acción de la dínamo o la magnetoconvección.
A pesar de la presencia de un núcleo de hierro, la magnetosfera de Ganímedes sigue siendo enigmática, especialmente dado que los cuerpos similares carecen de esta característica. Algunas investigaciones han sugerido que, dado su tamaño relativamente pequeño, el núcleo debería haberse enfriado lo suficiente hasta el punto en que los movimientos fluidos, por lo tanto, no se mantendría un campo magnético. Una explicación es que las mismas resonancias orbitales propuestas para haber interrumpido la superficie también permitieron que persistiera el campo magnético: con la excentricidad de Ganímedes bombeada y el calentamiento del manto por marea aumentado durante tales resonancias, reduciendo el flujo de calor desde el núcleo, dejándolo fluido y convectivo. Otra explicación es una magnetización remanente de rocas de silicato en el manto, que es posible si el satélite tuviera un campo generado por dínamo más significativo en el pasado.
Entorno de radiación
El nivel de radiación en la superficie de Ganímedes es considerablemente más bajo que en Europa, siendo de 50 a 80 mSv (5 a 8 rem) por día, una cantidad que causaría enfermedades graves o la muerte en seres humanos expuestos durante dos meses.
Origen y evolución
Ganimedes probablemente se formó por una acumulación en la subnebulosa de Júpiter, un disco de gas y polvo que rodea a Júpiter después de su formación. La acumulación de Ganímedes probablemente tomó alrededor de 10 000 años, mucho menos que los 100 000 años estimados para Calisto. La subnebulosa joviana puede haber sido relativamente "falta de gas" cuando se formaron los satélites galileanos; esto habría permitido los largos tiempos de acumulación necesarios para Calisto. Por el contrario, Ganímedes se formó más cerca de Júpiter, donde la subnebulosa era más densa, lo que explica su menor escala de tiempo de formación. Esta formación relativamente rápida impidió el escape del calor acumulado, lo que puede haber llevado al derretimiento del hielo y la diferenciación: la separación de las rocas y el hielo. Las rocas se asentaron en el centro, formando el núcleo. En este sentido, Ganímedes es diferente de Calisto, que aparentemente no se derritió ni se diferenció temprano debido a la pérdida del calor de acreción durante su formación más lenta. Esta hipótesis explica por qué las dos lunas jovianas se ven tan diferentes, a pesar de su masa y composición similares. Las teorías alternativas explican el mayor calentamiento interno de Ganímedes sobre la base de la flexión de las mareas o el golpeteo más intenso de los impactadores durante el Bombardeo Pesado Tardío. En el último caso, el modelado sugiere que la diferenciación se convertiría en un proceso desbocado en Ganímedes pero no en Calisto.
Después de la formación, el núcleo de Ganímedes retuvo en gran medida el calor acumulado durante la acreción y la diferenciación, y lo liberó lentamente al manto de hielo. El manto, a su vez, lo transportó a la superficie por convección. La descomposición de los elementos radiactivos dentro de las rocas calentó aún más el núcleo, provocando una mayor diferenciación: se formó un núcleo interno de hierro-sulfuro de hierro y un manto de silicato. Con esto, Ganímedes se convirtió en un cuerpo completamente diferenciado. En comparación, el calentamiento radiactivo de Callisto indiferenciado provocó convección en su interior helado, lo que lo enfrió de manera efectiva y evitó el derretimiento a gran escala del hielo y la diferenciación rápida. Los movimientos convectivos en Calisto han causado solo una separación parcial de roca y hielo. Hoy, Ganímedes continúa enfriándose lentamente. El calor que se libera de su núcleo y manto de silicato permite que exista el océano subterráneo, mientras que el enfriamiento lento del núcleo líquido de Fe-FeS provoca convección y favorece la generación de campos magnéticos. El flujo de calor actual de Ganímedes es probablemente mayor que el de Calisto.
Exploración
Varias naves espaciales han realizado sobrevuelos cercanos a Ganímedes: dos naves espaciales Pioneer y dos Voyager realizaron un único sobrevuelo cada una entre 1973 y 1979; la nave espacial Galileo realizó seis pasadas entre 1996 y 2000; y la nave espacial Juno realizó dos sobrevuelos en 2019 y 2021. Ninguna nave espacial ha orbitado Ganímedes todavía, pero ha habido múltiples propuestas para hacerlo, incluida la misión JUICE que se encuentra actualmente en construcción (a partir de 2021).
Sobrevuelos completados
La primera nave espacial que se acercó a Ganímedes fue la Pioneer 10, que realizó un sobrevuelo en 1973 cuando atravesaba el sistema de Júpiter a gran velocidad. Pioneer 11 realizó un sobrevuelo similar en 1974. Los datos enviados por las dos naves espaciales se usaron para determinar las características físicas de la luna y proporcionaron imágenes de la superficie con una distancia de hasta 400 km (250 mi) resolución. La aproximación más cercana de la Pioneer 10 fue de 446 250 km, unas 85 veces el diámetro de Ganímedes.
Voyager 1 y Voyager 2 estudiaron a Ganímedes cuando pasaban por el sistema de Júpiter en 1979. Los datos de esos sobrevuelos se usaron para refinar el tamaño de Ganímedes, revelando que era más grande que la luna Titán de Saturno, que anteriormente se pensaba que era más grande. Las imágenes de las Voyagers proporcionaron las primeras vistas del terreno de la superficie acanalada de la luna.
Los sobrevuelos de Pioneer y Voyager se realizaron a grandes distancias y altas velocidades, mientras volaban en trayectorias ilimitadas a través del sistema de Júpiter. Se pueden obtener mejores datos de una nave espacial que orbita alrededor de Júpiter, ya que puede encontrarse con Ganímedes a una velocidad más baja y ajustar la órbita para un acercamiento más cercano. En 1995, la nave espacial Galileo entró en órbita alrededor de Júpiter y entre 1996 y 2000 realizó seis sobrevuelos cercanos a Ganímedes. Estos sobrevuelos se denotaron G1, G2, G7, G8, G28 y G29. Durante el sobrevuelo más cercano (G2), Galileo pasó a solo 264 km de la superficie de Ganímedes (cinco por ciento del diámetro de la luna), que sigue siendo la aproximación más cercana de cualquier nave espacial. Durante el sobrevuelo G1 en 1996, los instrumentos de Galileo detectaron el campo magnético de Ganímedes. Los datos de los sobrevuelos de Galileo se utilizaron para descubrir el océano subterráneo, que se anunció en 2001. Los espectros de alta resolución espacial de Ganímedes tomados por Galileo se utilizaron para identificar varios no -compuestos de hielo en la superficie.
La nave espacial New Horizons también observó a Ganímedes, pero desde una distancia mucho mayor cuando pasó por el sistema de Júpiter en 2007 (en ruta hacia Plutón). Los datos se usaron para realizar un mapeo topográfico y de composición de Ganímedes.
Al igual que Galileo, la nave espacial Juno orbitaba alrededor de Júpiter. El 25 de diciembre de 2019, Juno realizó un sobrevuelo distante de Ganímedes durante su órbita 24 de Júpiter, en un rango de 97 680 a 109 439 kilómetros (60 696 a 68 002 mi). Este sobrevuelo proporcionó imágenes de las regiones polares de la luna. En junio de 2021, Juno realizó un segundo sobrevuelo, a una distancia más cercana de 1038 kilómetros (645 mi). Este encuentro fue diseñado para proporcionar asistencia gravitatoria para reducir el período orbital de Juno de 53 a 43 días. Se recogieron imágenes adicionales de la superficie.
Misiones futuras
El Explorador de lunas heladas de Júpiter (JUICE) será el primero en entrar en órbita alrededor de Ganímedes. A partir de 2021, JUICE está en construcción, con un lanzamiento previsto para agosto de 2023. Está previsto que realice su primer sobrevuelo de Ganímedes en 2031 y luego entre en la órbita de la luna en 2032. Cuando la nave espacial consuma su propulsor, se prevé que JUICE sea salió de órbita e impactó en Ganímedes en febrero de 2034.
Misiones propuestas
Se han propuesto varias otras misiones para sobrevolar u orbitar Ganímedes, pero no se seleccionaron para su financiación o se cancelaron antes del lanzamiento.
El Júpiter Icy Moons Orbiter habría estudiado a Ganímedes con mayor detalle. Sin embargo, la misión fue cancelada en 2005. Otra antigua propuesta se llamó La grandeza de Ganímedes.
En 2010, se propuso un orbitador Ganímedes basado en la sonda Juno para el Estudio decadal de ciencia planetaria. La misión no fue apoyada, y Decadal Survey prefirió la misión Europa Clipper en su lugar.
La Misión del Sistema Europa Júpiter (EJSM) tenía una fecha de lanzamiento propuesta en 2020 y fue una propuesta conjunta de la NASA y la ESA para la exploración de muchas de las lunas de Júpiter, incluida Ganímedes. En febrero de 2009 se anunció que la ESA y la NASA habían dado prioridad a esta misión por delante de la Misión del Sistema Titán Saturno. EJSM consistiría en el Júpiter Europa Orbiter liderado por la NASA, el Júpiter Ganymede Orbiter liderado por la ESA y posiblemente un Júpiter Magnetosférico Orbitador liderado por JAXA. Los componentes de la NASA y JAXA se cancelaron más tarde, y parecía probable que los de la ESA también se cancelaran, pero en 2012 la ESA anunció que seguiría adelante solo. La parte europea de la misión se convirtió en el Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) (ver arriba).
El Instituto Ruso de Investigación Espacial propuso una misión de astrobiología del módulo de aterrizaje de Ganímedes (GL) llamada Laplace-P, posiblemente en asociación con JUICE. De ser seleccionado, se lanzaría en 2023.
Galería
![Hubble Space Telescope image of Ganymede taken in 1996.[127]](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6c/Hubble%E2%80%99s_View_of_Ganymede.jpg/300px-Hubble%E2%80%99s_View_of_Ganymede.jpg)
Hubble Space Telescope image of Ganymede taken in 1996.
![Infrared image of Ganymede taken during the Juno flyby in July 2021. Image Credits: A. Mura -Juno/JIRAM - ASI/INAF/JPL-Caltech/SwRI [114]](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a8/Ganymede_infrared_NASA_Juno_JIRAM.jpg/298px-Ganymede_infrared_NASA_Juno_JIRAM.jpg)
Imagen infrarroja de Ganymede tomada durante el vuelo de Juno en julio de 2021. Créditos de imagen: A. Mura -Juno/JIRAM - ASI/INAF/JPL-Caltech/SwRI
![Hubble Space Telescope image of Ganymede taken in 1996.[127]](https://en.wikipedia.org/wiki/File:Hubble%E2%80%99s_View_of_Ganymede.jpg)
![Infrared image of Ganymede taken during the Juno flyby in July 2021. Image Credits: A. Mura -Juno/JIRAM - ASI/INAF/JPL-Caltech/SwRI [114]](https://en.wikipedia.org/wiki/File:Ganymede_infrared_NASA_Juno_JIRAM.jpg)
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