ガニメデ（月）

ガニメデ
明るい茶色と暗い茶色の斑点が見られる地表。左下の明るいクレーターはトロスクレーターです。
2021年6月にジュノー探査機が撮影したガニメデの真の色彩[ a ] [ 1 ]
ディスカバリー[ 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 [ b ]
遠点1 071 600  km [ c ]
1,070,400  km [ 8 ]​​
偏心0.0013 [ 8 ]
7.154 552 96 日[ 8 ]
10.880 km/s
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) [ d ]
音量7.66 × 10 10  km 3 (0.0704 地球) [ e ]
質量1.4819 × 10 23  kg (0.025 地球) [ 9 ]
平均密度
1.936  g/cm 3 (0.351 地球) [ 9 ]
1.428  m/s 2 (0.146 g ) [ f ]
0.3115 ± 0.0028 [ 10 ]
2.741 km/s [ g ]
同期
0–0.33° [ 11 ]（木星の赤道まで）
北極赤経
268.20° [ 12 ]
北極の赤緯
64.57° [ 12 ]
アルベド0.43 ± 0.02 [ 13 ]
表面温度分平均最大
K70 [ 14 ]110 [ 14 ]152 [ 15 ]
°C−203−163−121
4.61（反対）[ 13 ] 4.38（1951年）[ 16 ]
1.2～1.8秒角
雰囲気
表面圧力
0.2～1.2 μPa（1.97 × 10 −12 ～ 1.18 × 10 −11  atm）[ 17 ]
体積構成主に酸素[ 17 ]

ガニメデは木星の自然衛星であり、太陽系で最大かつ最も質量の大きい衛星です。土星最大の衛星タイタンと同様に、水星よりも大きいですが、水星、イオ、月よりも密度が低いため、表面重力はやや小さくなっています。[ 18 ]ガニメデは約7日で木星を周回し、エウロパとイオの衛星とはそれぞれ1:2:4の軌道共鳴関係にあります。

ガニメデは、ほぼ等量のケイ酸塩岩と水で構成されています。鉄分を豊富に含む液体金属核を持つ完全に分化した天体であり、太陽系の固体天体の中で最も低い慣性モーメントを有しています。その内部海には、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 ]

ガニメデは太陽系で唯一、内部磁場を持つ天然衛星である。[ 20 ]おそらくガニメデの中心核内部の対流によって生成され、木星のはるかに強力な磁場による潮汐力の影響を受けています。 [ 23 ]ガニメデにはO、Oを含む薄い酸素大気があります。2、そしておそらくO3[ 17 ]原子状水素は大気の微量成分である。ガニメデの大気に電離層が存在するかどうかは未解明である。[ 24 ]

ガニメデの表面は主に2種類の地形から構成されています。1つ目は明るい領域で、概して40億年弱前に遡る広大な溝や尾根が横切っており、ガニメデの3分の2を占めています。明るい領域が地質構造を乱している原因は完全には解明されていませんが、潮汐加熱による地殻変動の結果である可能性があります。2つ目は暗い領域で、40億年前の衝突クレーターが多数存在しています。 [ 9 ]

ガニメデの発見はシモン・マリウスとガリレオ・ガリレイによるものとされ、 2人は1610年にガリレオ衛星の3番目として観測した。ガリレオ衛星は、他の惑星を周回する最初の天体群である。[ 26 ]マリウスはすぐに、ゼウスに望まれて神々の酌取り役として連れ去られたトロイアの王子ガニメデにちなんで、ガニメデと名付けた。 [ 27 ]

パイオニア10号に始まり、複数の宇宙船がガニメデを探査してきました。[ 28 ]ボイジャー探査機ボイジャー1号と2号はガニメデの大きさの測定精度を向上させ、ガリレオ探査機は地下の海と磁場を発見しました。次に木星系に計画されているミッションは、欧州宇宙機関の木星氷衛星探査機（JUICE）で、2023年に打ち上げられます。[ 29 ]ガリレオの3つの氷衛星すべてにフライバイした後、ガニメデの周回軌道に入る予定です。[ 30 ]

歴史

中国の天文学の記録によると、紀元前365年に甘徳が木星の衛星、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、衛星は肉眼で色を知覚するには暗すぎるため、これは不可解です。[ 32 ]石神と甘徳は共同で、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つの恒星と思われるものを観測した。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、ガリレオはこれらの天体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つの恒星すべてを一度に観測したが、この日以前にも4つの衛星を少なくとも一度は観測していた。1月15日までにガリレオはこれらの恒星が実際には木星を周回する天体であると結論付けた。[ 2 ] [ 3 ] [ h ]

名前

ガリレオは、自身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、最終的にコジモ2世・デ・メディチに敬意を表して「メディチの星々 」と名付けた。[ 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、メディチ家の名にちなんで衛星に名前を付けることを提案したが、彼の提案は採用されなかった。[ 27 ] ガリレオ衛星を発見したと当初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」（これはガニメデである）、 「木星の金星」、「木星の水星」という名前を付けようとしたが、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。このケプラーとマリウスの最終的な提案は最終的に採用された。[ 27 ]

ユピテルは、その不規則な恋愛ゆえに詩人たちから多くの非難を浴びている。ユピテルが密かに求愛し、成功した乙女として特に言及されているのは、イナコス川の娘イオ、リュカオーンのカリストー、アゲノールのエウロペーである。そして、トロス王の美しい息子ガニュメデス。詩人たちが語り継ぐ伝説によると、ユピテルは鷲の姿をとって彼を背負い天に運んだという。…したがって、第一の乙女をイオ、第二の乙女をエウロペー、第三の乙女を光の威厳からガニュメデス、第四の乙女をカリストーと呼んでも、私は間違いではないだろう… [ 36 ] [ 37 ]

この名称と他のガリレオ衛星の名称は、長い間不評で、20世紀半ばまで一般的には使われていませんでした。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）で呼ばれており、これは「木星の3番目の衛星」という意味です。土星の衛星が発見された後、ケプラーとマリウスの命名法に基づいた命名法が木星の衛星に使用されました。[ 27 ]ガニメデは、イオ、エウロパ、カリストと同様に、男性の名前が付けられた唯一の木星のガリレオ衛星です。カリストはゼウスの恋人でした。

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] )の影響によるものである。

地球以外の惑星の衛星には、天文学文献において記号が与えられていない。準惑星の記号のほとんどを設計したソフトウェアエンジニアのデニス・モスコヴィッツは、ギリシャ文字のガンマ（ガニメデの頭文字）と木星の横棒を組み合わせたものをガニメデの記号（）として提案した。この記号は広く使われていない。[ 39 ]

軌道と回転

ガニメデ、エウロパ、イオのラプラス共鳴（合は色の変化で強調表示）

ガニメデは木星から1,070,400キロメートル (665,100マイル)の距離を公転しており、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[ 40 ] ) ごとに1周する。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、片側が常に木星に向いているため、1日も7日と3時間である[ 41 ] 。その軌道はわずかに離心率が高く、木星の赤道に対して傾いており、その離心率と傾斜角は太陽と惑星の重力摂動により数世紀のタイムスケールで準周期的に変化している。変化の範囲はそれぞれ0.0009〜0.0022°と0.05〜0.32°である。[ 42 ]これらの軌道の変化により、軸の傾き（自転軸と軌道軸の間の角度）は0°から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。[ 42 ] [ 43 ]イオとエウロパの合（木星の同じ側への一直線）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。[ 42 ]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。[ 44 ] 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上げることができない。[ 44 ]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す。[ 43 ]ガニメデの軌道離心率は多少不可解です。現在ポンピングされていないのであれば、ガニメデ内部の潮汐力による散逸によってずっと前に減衰しているはずです。 [ 44 ]これは、離心率の励起の最後のエピソードがほんの数億年前に起こったことを意味します。[ 44 ]ガニメデの軌道離心率は比較的低く、平均で 0.0015 [ 43 ]潮汐加熱は現在無視できます。[ 44 ]しかし、過去にガニメデは、軌道離心率を 0.01～0.02 ほどの値に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[ i ]を通過した可能性があります。[ 9 ] [ 44 ]これによりガニメデ内部は大きな潮汐加熱を受けたと思われ、溝のある地形の形成は1回以上の加熱の結果である可能性がある。[ 9 ] [ 44 ]

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、[ 45 ] 、もう1つは太陽系の形成後に発達したというものである。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。イオが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、共鳴によってエウロパの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2:1共鳴に遭遇するまで続いた。[ 44 ]最終的に、3つの衛星すべての合の移動速度は同期し、ラプラス共鳴に固定された。[ 44 ]

身体的特徴

サイズ

地球、月（左上）、ガニメデ（左下）の大きさの比較

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ある。[ 46 ]土星の衛星で2番目に重い衛星タイタンよりもわずかに大きく、地球の月の2倍以上の質量がある。直径4,880キロメートル（3,030マイル）の水星よりも大きいが、質量は水星の45％しかない。ガニメデは太陽系で9番目に大きい天体であるが、質量は10番目に大きい。

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が水の氷で構成されていることを示唆している。[ 9 ]水の一部は液体であり、地下の海を形成している。[ 47 ]氷の質量率は 46 ～ 50 パーセントで、カリストよりわずかに低い。[ 48 ]アンモニアなどの揮発性の氷も存在する可能性がある。[ 48 ] [ 49 ]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。[ 48 ]これは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 であるが、太陽では約 1.8 である。[ 48 ]

表面の特徴

北緯 57 度から南緯 57 度までのガニメデの表面地図。

ガニメデの表面のアルベドは約 43 パーセントです。[ 50 ]水氷は表面に遍在しているようで、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高くなっています。近赤外線分光法では、波長 1.04、1.25、1.5、2.0、3.0 μm に強い水氷の吸収帯があることが明らかになっています。 [ 50 ] 溝のある地形は暗い地形よりも明るく、氷の組成が多いです。 [ 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、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存在することが明らかになっています。[ 9 ] [ 52 ]ガリレオの調査結果では、ガニメデの表面に硫酸マグネシウム（MgSO4 ）と、おそらく硫酸ナトリウム（Na2SO4 ）も存在することが示されています。 [ 41 ] [ 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[ j ]は後行半球よりも明るい。[ 50 ]これはエウロパと似ているが、カリストでは逆である。[ 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、あるい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ます。1つは、非常に古く、クレーターが多数存在する暗い領域、もう1つは、比較的新しい（しかしそれでも古い）明るい領域で、多数の溝や尾根が見られます。表面の約3分の1を占める暗い領域は、[ 57 ]粘土や有機物を含んでおり、木星の衛星が集積した衝突体の組成を示唆している可能性があります。[ 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、溝状地形は本質的に主に地殻変動によるものである。[ 9 ]氷火山活動は、仮にあったとしても、小さ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生じさせた力は、衛星が不安定な軌道共鳴を通過したときに起こった、過去の潮汐加熱イベントと関係がある可能性がある。 [ 9 ] [ 59 ]潮汐による氷のたわみによって内部が加熱され、リソスフェアに歪みが生じ、亀裂やホルスト断層、グラベン断層の発生を招き、表面の70パーセントにあった古い暗い地形が消失した可能性がある。[ 9 ] [ 60 ] 溝のある地形の形成は、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％のわずかな膨張を起こした可能性がある。[ 9 ]その後の進化の過程で、深部では熱水のプルームが核から地表まで上昇し、リソスフェア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重要な熱源であり、例えば海洋深度に寄与している。研究モデルによれば、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分かっている。[ 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及んでいる。この地形は衝突クレーターで飽和状態にあるようで、衝突によって大きく発達してきた。[ 9 ]より明るく溝のある地形には衝突による地形がはるかに少なく、その地殻変動の進化にとってそれほど重要ではない。[ 9 ]クレーターの密度から、暗い地形の年齢は月の高地と同様に 40 億年、溝のある地形の年齢はいくらか若い（ただし、どの程度若いかは不明である）ことがわかる。[ 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 ]もしこれが本当なら、衝突の大部分はその時代に起こり、クレーター形成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、溝系に横切ったりしており、いくつかの溝がかなり古いことを示している。噴出物の線がある比較的新しいクレーターも見ることができる。[ 64 ] [ 65 ]ガニメデは、太陽系で最も多くのレイクレーターを有する氷の衛星です。[ 66 ]ガニメデの先端半球にあるレイクレーター（例えばオシリス）は、後端半球にある同等のレイクレーターよりも明るくなっています。[ 67 ]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坦です。これはおそらく、ガニメデの氷の地殻が比較的弱いため、流動して地形を柔らかくする可能性があるためです。地形が消失した古代のクレーターは、パリンプセストと呼ばれるクレーターの「幽霊」だけを残します。[ 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時代に作られたと思われる一連の同心円状の溝や畝があります。[ 68 ]

ガニメデには極冠があり、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。[ 41 ]これらの極冠は、ボイジャー探査機によって初めて観測された。極冠の形成に関する理論としては、高緯度への水の移動とプラズマによる氷の衝突が挙げられる。ガリレオのデータは後者が正しいことを示唆している。[ 69 ]ガニメデには磁場が存在するため、保護されていない極域では表面への荷電粒子の衝突がより激しくなる。そして、スパッタリングによって水分子が再分配され、極域内の局所的に低温の地域に霜が移動する。[ 69 ]

アナトと呼ばれるクレーターは、ガニメデの経度を測るための基準点となっている。定義上、アナトは経度128度に位置する。[ 70 ]経度0度は木星の真上にあり、特に断りがない限り、経度は西に向かうにつれて増加する。[ 71 ]

内部構造

ガニメデは完全に分化しているように見え、内部構造は硫化鉄と鉄からなる核、ケイ酸塩マントル、そして水氷と液体の水の外層から構成されている。[ 9 ] [ 72 ] [ 73 ]ガニメデ内部の各層の正確な厚さは、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。 [ 48 ] [ 72 ] [ 74 ] [ 75 ]ガニメデは太陽系の固体天体の中で最も低い慣性モーメント係数0.31を持っている[ 9 ]。これは、その多量の水分と完全に分化した内部によるものである。

地下海

ガニメデの内部構造を描いた断面図。各層は縮尺通りに描かれている。

1970年代にNASAの科学者たちは、ガニメデには2層の氷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層は表面、もう1層は液体の海の下、岩石マントルの上にある氷です。[ 9 ] [ 20 ] [ 72 ] [ 76 ] [ 77 ] 1990年代にNASAのガリレオ計画がガニメデを通過し、そのような地下海の兆候を発見しました。[ 47 ] 2014年に公開された分析では、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を示唆しています。[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 78 ]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 ]分析ではまた、関係する極度の深さ（岩石の「海底」まで約800km）は、対流（断熱）海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を指摘しています。

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。[ 47 ]大きな塩水の海はガニメデの磁場、ひいてはオーロラに影響を与えている。[ 19 ] [ 78 ] [ 79 ] [ 80 ]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。[ 81 ]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、炭酸水素ナトリウム、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が検出された。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、小さな磁気圏に守られたガニメデの低緯度地域で最も豊富であることが発見された。[ 82 ]これらの発見の結果、ガニメデの海に生命が存在する可能性についての憶測が高まっています。 [ 77 ] [ 83 ]

コア

液体で鉄・ニッケルに富む核の存在[ 73 ]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の自然な説明を提供します。 [ 84 ]高い電気伝導性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す。[ 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です。[ 48 ] [ 72 ] [ 74 ] [ 84 ]この核の半径は最大 500 km である可能性があります。[ 84 ]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) です。[ 72 ] [ 84 ]

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、木星と共に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。[ 85 ]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。[ 85 ]しかし、1979年にボイジャー1号が木星接近中にケンタウリκ星の掩蔽を観測したが、異なる結果となった。 [ 86 ]掩蔽の測定は、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。 [ 86 ]この値は1972年の推定値よりも約5桁小さい。 [ 86 ]

ガニメデの擬似色温度マップ

ボイジャーのデータにもかかわらず、エウロパで発見されたものと非常によく似た、ガニメデにも希薄な酸素大気（外気圏）が存在する証拠が、1995年にハッブル宇宙望遠鏡（HST）によって発見された。 [ 17 ] [ 87 ] 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分子からなる有意な中性大気が存在する証拠である。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 ] [ k ]これらの値は、1981 年にボイジャーと一致する。酸素は生命の証拠ではなく、ガニメデ表面の水氷が水素と酸素に分解されたときに生成されたものと考えられている。水素は原子質量が小さいため、その後より急速に失われる。 [ 87 ]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、ガニメデ磁気圏の開いた磁力線と閉じた磁力線の境界にちょうど一致する緯度 ± 50 度付近の北半球と南半球に位置する 2 つの明るい点を観測した (下記参照)。 [ 88 ]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生じた極オーロラ。 [ 89 ]

中性大気の存在は電離層が存在することを示唆する。なぜなら、酸素分子は磁気圏からやってくる高エネルギー電子の影響[ 90 ]と太陽の極端紫外線[ 24 ]によって電離されるからである。しかし、ガニメデ電離層の性質は、大気の性質と同様に議論の的となっている。ガリレオの測定結果の中には、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もあったが、何も検出されなかったものもあった。[ 24 ]表面付近の電子密度は、様々な情報源から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。

酸素大気の存在を示すさらなる証拠は、ガニメデの表面の氷に閉じ込められたガスの分光測定から得られます。オゾン（O3 ）吸収帯の検出は1996年に発表されました。[ 91 ] 1997年には分光分析により分子状酸素の二量体（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、酸素が高密度状態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状酸素です。二量体吸収帯の深さは、地表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高くなると二量体吸収帯は減少する傾向がありますが、O3は逆の傾向を示しています。[ 92 ]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、 O2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分かっています。 [ 93 ]

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査が行われたが、何も発見されなかった。ガニメデ周辺のナトリウムの量は、エウロパ周辺よりも少なくとも13倍少ない。これは、表面での相対的な欠乏、あるいは磁気圏が高エネルギー粒子をはじくためと考えられる。 [ 94 ]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3,000km離れた地点でも観測されている。表面での水素原子の密度は約1.5 × 10である。4 cm −3。 [ 95 ]

2021年、ガニメデの大気中に水蒸気が検出されました。[ 96 ]

磁気圏

木星の磁気圏に埋め込まれた木星衛星ガニメデの磁場。閉じた磁力線は緑色で示されている。

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に依存しない永久（固有）磁気モーメントがあることを発見した。 [ 97 ]そのモーメントの値はおよそ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生成される双極子磁場は、ガニメデの赤道上で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[ 97 ] 。ガニメデの赤道磁場は木星の磁場と逆方向に向いており、これはリコネクション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上の2倍の1440nTである[ 23 ] 。

ガニメデのオーロラ - オーロラベルトの移動は、地下の塩水海の存在を示している可能性があります。

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。これは太陽系でこの特徴を持つ唯一の衛星である。[ 97 ]その直径はガニメデの半径の4～5倍である。[ 98 ]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）が捕捉され、一種の放射線帯を形成している。[ 98 ]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、これは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。[ 98 ]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、[ 90 ]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。[ 88 ]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。 [ 90 ]

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と類似している。[ 98 ] [ 99 ]木星と共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様に、ガニメデ磁気圏の後縁側に衝突する。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。亜音速流であるため、ガニメデの後縁半球には弓状衝撃波は発生しない。 [ 99 ]

ガニメデは、固有の磁気モーメントに加えて、誘導双極子磁場を持つ。[ 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、木星の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。磁気赤道における誘導磁場の強度は約60 nTで、木星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、ガニメデにも高い電気伝導率を持つ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 ] [ 84 ]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 ] [ 84 ]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、[ 84 ]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と考えられます。[ 23 ] [ 100 ]

鉄の核が存在するにもかかわらず、ガニメデの磁気圏は、特に類似の天体にその特徴が見られないことから、謎に包まれたままである。[ 9 ]研究によると、ガニメデの比較的小さなサイズを考えると、核は流体の動き、ひいては磁場が持続しないほど十分に冷却されているはずであると示唆されている。一つの説明として、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ているというものがある。ガニメデの離心率がポンピングされ、共鳴中にマントルの潮汐加熱が増大したため、核からの熱流が減少し、流体と対流が生じたのである。[ 60 ]別の説明として、マントル内のケイ酸塩岩の残留磁化が挙げられ、これは、衛星が過去にダイナモ生成のより強力な磁場を持っていた場合に考えられる。[ 9 ]

放射線環境

ガニメデの表面の放射線量はエウロパよりもかなり低く、1日あたり50～80 mSv（5～8 rem）である。この量は、人間が2ヶ月間被曝すると重篤な病気や死を引き起こす量である。[ 101 ]

起源と進化

ニコルソン地域の古代の暗い地形と、ハルパギア溝の新しい細かい縞模様の明るい地形は、はっきりとした境界線で区切られています。

ガニメデは、木星形成後に木星を取り囲んでいたガスと塵の円盤である木星亜星雲における集積によって形成されたと考えられる。 [ 102 ]ガニメデの集積には約1万年かかったと推定され、[ 103 ]カリストの推定10万年よりもはるかに短い。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、これがカリストの集積に要した長い時間を可能にしたと考えられる。[ 102 ]一方、ガニメデは木星に近い場所で形成され、亜星雲の密度が高かったため、その形成期間が短かったと説明できる。[ 103 ]この比較的速い形成は、集積熱の放出を妨げ、氷の融解と分化（岩石と氷の分離）につながったと考えられる。岩石は中心部に沈み込み、核を形成した。[ 73 ]この点でガニメデはカリストとは異なります。カリストは、ゆっくりと形成された過程で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です。[ 104 ]この仮説は、2つの木星の衛星が類似した質量と組成にもかかわらず、非常に異なって見える理由を説明しています。[ 76 ] [ 104 ]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[ 105 ]または後期重爆撃期の衝突体によるより激しい衝突によるものだと説明しています。[ 106 ] [ 107 ] [ 108 ] [ 109 ]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りますが、カリストではそうではないことが示唆されています。[ 108 ] [ 109 ]

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、氷マントルにゆっくりと放出した。[ 104 ]マントルは対流によってその熱を地表に輸送した。[ 76 ]岩石内の放射性元素の崩壊によって核がさらに加熱され、分化が進んだ。内部の鉄 - 硫化鉄核とケイ酸塩マントルが形成された。[ 84 ] [ 104 ]これにより、ガニメデは完全に分化した天体となった。[ 73 ]これに比べて、分化していないカリストの放射加熱は氷内部で対流を引き起こし、それが効果的にカリストを冷却し、大規模な氷の融解と急速な分化を防いだ。[ 110 ]カリストの対流運動では、岩石と氷の部分的な分離しか引き起こさなかった。[ 110 ]現在、ガニメデはゆっくりと冷え続けている。[ 84 ]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可能になり、[ 49 ] 一方、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ます。[ 84 ]現在、ガニメデから放出される熱流束はカリストよりも高いと考えられます。[ 104 ]

平田、末次、大月による2020年の研究では、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いる。この衝突は非常に激しく、月の自転軸を移動させた可能性がある。この研究は、衛星表面の溝状の構造を解析することでこの結論に至った。[ 111 ]

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。[ 112 ]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ミッションが周回する予定である。

完了したフライバイ

パイオニア10号（1973年）から見たガニメデ

ガニメデに最初に接近した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機の宇宙船から送られたデータは、ガニメデの物理的特性を決定するために使用され[ 113 ]、最大400 km（250マイル）の解像度で表面の画像が提供された。[ 114 ]パイオニア10号の最接近距離は446,250 kmで、これはガニメデの直径の約85倍である。[ 115 ]

ボイジャー1号とボイジャー2号は、1979年に木星系を通過した際にガニメデを調査しました。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緻化され、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りました。 [ 116 ]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りました。 [ 117 ]

パイオニアとボイジャーのフライバイは、木星系を通過する軌道が固定されていなかったため、いずれも長距離かつ高速であった。木星を周回する探査機からは、ガニメデに低速で遭遇し、より接近できるよう軌道を調整できるため、より正確なデータが得られる。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。[ 41 ]これらのフライバイは、G1、G2、G7、G8、G28、G29と名付けられた。[ 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（ガニメデの直径の5%）を通過したが、[ 23 ]これは現在でも探査機による最接近である。 1996年のG1フライバイの際、ガリレオの観測機器はガニメデの磁場を検出した。[ 118 ]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た。[ 23 ] [ 41 ]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た。[ 52 ]

ニューホライズンズ探査機もガニメデを観測しましたが、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ました。このデータは、ガニメデの地形と組成のマッピングに使用されました。[ 119 ] [ 120 ]

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周回中にガニメデに97,680～109,439キロメートル（60,696～68,002マイル）の距離をフライバイした。このフライバイでは、ガニメデの極域の画像が提供された。[ 121 ] [ 122 ] 2021年6月、ジュノーは1,038キロメートル（645マイル）のより近い距離で2回目のフライバイを実施した。[ 112 ] [ 123 ]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ために設計された。表面の追加画像が収集された。[ 112 ]

将来のミッション

木星氷衛星探査機（JUICE）は、ガニメデ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。[ 124 ] 2031年にガニメデへの初フライバイを実施し、2032年にガニメデ周回軌道に入る予定である。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。[ 125 ]

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す。[ 126 ]また、JUICEによる表面の地球化学の研究を支援するため、ミッション終了時にガニメデに衝突する可能性もあります。[ 127 ] [ 128 ]

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これまでにもいくつか提案されてきたが、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。[ 129 ]しかし、このミッションは2005年に中止された。[ 130 ]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。[ 131 ]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。[ 132 ]

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。[ 133 ]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のミッション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[ 134 ]、2012年にESAは単独でミッションを進めると発表した。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。[ 135 ]

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。[ 136 ] JUICEとの提携の可能性もある。[ 136 ] [ 137 ]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。[ 138 ]

参照

注記

  1. ^ガニメデの境界線近くの左下にある明るい光線状のクレーターはトロスクレーターである。
  2. ^近点は、長半径 ( a ) と離心率 ( e )。1つの⋅（1−e）{\displaystyle a\cdot (1-e)}
  3. ^遠点は、太陽の長半径 ( a ) と離心率 ( e )。1つの⋅（1+e）{\displaystyle a\cdot (1+e)}
  4. ^半径( r )から導かれる表面積.4πr2{\displaystyle 4\pi r^{2}}
  5. ^半径( r )から導かれる体積:.4πr3/3{\displaystyle 4\pi r^{3}/3}
  6. ^質量 ( m )、重力定数( G )、半径 ( r ) から導かれる表面重力:。Gメートル/r2{\displaystyle Gm/r^{2}}
  7. ^質量 ( m )、重力定数( G )、半径 ( r ) から導かれる脱出速度:。2Gメートル/r{\displaystyle \textstyle {\sqrt {2Gm/r}}}
  8. ^ a b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 ]
  9. ^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類似していますが、唯一の違いは、イオ・エウロパ合とエウロパ・ガニメデ合の経度が、その比が1でない有理数で変化するという点です。比が1である場合、共鳴はラプラス共鳴です。
  10. ^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。
  11. ^表面数密度と圧力は、スケール高20 km、温度120 K

参考文献

  1. ^ "「トロスクレーター、ガニメデ – PJ34-1 詳細」|" .
  2. ^ a b c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。
  3. ^ a b “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。
  4. ^ 「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。
  5. ^ Quinn Passey & EM Shoemaker (1982)「ガニメデとカリストのクレーター」、David Morrison編『木星の衛星』第3巻、国際天文学連合、385–386頁、411頁。
  6. ^地球物理学研究ジャーナル、v.95（1990）。
  7. ^ 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頁。
  8. ^ a b c d「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。
  9. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999年10月1日). "The Galilean Satellites" (PDF) . Science . 286 (5437): 77– 84. Bibcode : 1999Sci...286...77S . 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。 
  10. ^ 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、そして磁気圏ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局. pp.  281– 306. 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。
  11. ^ a b 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。
  12. ^ a b 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年」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 . 
  13. ^ a b 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。
  14. ^ a b 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。
  15. ^ Orton, GS; Spencer, GR; et al. (1996). 「ガリレオ光偏光計・放射計による木星およびガリレオ衛星の観測」. Science . 274 (5286): 389– 391. Bibcode : 1996Sci...274..389O . doi : 10.1126/science.274.5286.389 . S2CID 128624870 . 
  16. ^ Yeomans; Chamberlin. 「Horizo​​n 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）。
  17. ^ a b c d e f 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 .
  18. ^ 「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。
  19. ^ a bスタッフ (2015年3月12日). 「NASA​​のハッブル宇宙望遠鏡による観測で、木星最大の衛星に地下海が存在する可能性が示唆される」 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。
  20. ^ a b c d e 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』が潜んでいるかもしれない」 . 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。
  21. ^ a bヴァンス, スティーブ; ブファール, マシュー; シュークロン, マシュー; ソティナ, クリストフ (2014年4月12日). 「ガニメデの内部構造：氷と接触する硫酸マグネシウムの海の熱力学を含む」 .惑星・宇宙科学. 96 : 62– 70. Bibcode : 2014P&SS...96...62V . doi : 10.1016/j.pss.2014.03.011 .
  22. ^ a b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。
  23. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Kivelson, MG; Khurana, KK; et al. (2002). "The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede" (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。 
  24. ^ a b c d e Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; et al. (2001). "The ionosphere of Ganymede" (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。
  25. ^ 「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。
  26. ^ a b「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。
  27. ^ a b c d e「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。
  28. ^ a b「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。
  29. ^ “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。
  30. ^ Amos, Jonathan (2012年5月2日). 「ESA、木星探査機「ジュース」を10億ユーロで選定」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。
  31. ^ Brecher, K. (1981). 「現代中国における古代天文学」.天文学会報. 13 : 793.書誌コード: 1981BAAS...13..793B .
  32. ^ Yi-Long, Huang (1997). 「Gan De」。Helaine Selin編著。『非西洋文化における科学技術医学史百科事典』。Springer. p. 342. ISBN 978-0-7923-4066-9。
  33. ^ 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. p. 68. ISBN 978-0-521-18692-6。
  34. ^ 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。
  35. ^ 「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。
  36. ^ 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。
  37. ^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。
  38. ^メリアム・ウェブスター文学百科事典、1995年。
  39. ^ Bala, Gavin Jared; Miller, Kirk (2025年3月7日). 「フォボスとデイモスの記号」(PDF) . unicode.org . The Unicode Consortium . 2025年3月14日閲覧。
  40. ^ 「ガニメデ：事実 – NASAサイエンス」science.nasa.gov . 2024年4月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年11月18日閲覧。
  41. ^ a b c d e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: ワークマン出版. pp.  108– 114. ISBN 978-0-7611-3547-0。
  42. ^ a b c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。
  43. ^ a b c 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。
  44. ^ a b c d e f g h i 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。
  45. ^ Peale, SJ; Lee, Man Hoi (2002). 「ガリレオ衛星におけるラプラス関係式の原始的起源」. Science . 298 (5593): 593– 597. arXiv : astro-ph/0210589 . Bibcode : 2002Sci...298..593P . doi : 10.1126 /science.1076557 . PMID 12386333. S2CID 18590436 .  
  46. ^ 「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。
  47. ^ a b c 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」 . New York Times . 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。
  48. ^ a b c d e fクスコフ、OL;バージニア州クロンロッド (2005)。 「エウロパとカリストの内部構造」。イカロス。177 (2): 550–569。Bibcode : 2005Icar..177..550K。土井：10.1016/j.icarus.2005.04.014。
  49. ^ a b 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)からアーカイブ。
  50. ^ a b c d 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、新たな観測結果、そして最近の要約」J. Geophys. Res . 100 (E9): 19, 041– 19, 048. Bibcode : 1995JGR...10019041C . doi : 10.1029/94JE03349 .
  51. ^ 「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。
  52. ^ a b c 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氷ガリレオ衛星の表面物質中の非水氷成分の調査」 . J. Geophys. Res . 103 (E4): 8, 603– 8, 626. Bibcode : 1998JGR...103.8603M . doi : 10.1029/98JE00788 .
  53. ^ a b McCord, Thomas B.; Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A. (2001). 「ガニメデ表面の水和塩鉱物：その下には海洋がある証拠」. Science . 292 ( 5521): 1523– 1525. Bibcode : 2001Sci...292.1523M . doi : 10.1126/science.1059916 . PMID 11375486. S2CID 40346198 .  
  54. ^ドミンゲ, デボラ; レーン,アーサー; モス, ピモル (1996). 「氷ガリレオ衛星の表面組成における空間的・時間的変動に関するIUEの証拠」アメリカ天文学会報28 : 1070.書誌コード: 1996DPS....28.0404D .
  55. ^ Domingue, Deborah L.; Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A. (1998). 「IEUによるガニメデにおける希薄な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 . 
  56. ^ a b Hibbitts, CA; Pappalardo, R.; Hansen, GV; McCord, TB (2003). 「ガニメデにおける二酸化炭素」 . J. Geophys. Res . 108 (E5): 5, 036. Bibcode : 2003JGRE..108.5036H . doi : 10.1029/2002JE001956 .
  57. ^ Patterson, Wesley; Head, James W.; et al. (2007). 「ガニメデの全球地質図」(PDF) . Lunar and Planetary Science . 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。
  58. ^ a b 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案」（PDF） .月と惑星科学. XXXII : 4062.書誌コード: 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。
  59. ^ 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。
  60. ^ a b Bland; Showman, AP; Tobie, G. (2007年3月). 「ガニメデの軌道と熱の進化、そして磁場生成への影響​​」(PDF) .月惑星学会会議. 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。
  61. ^ 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示唆」(PDF) .月惑星科学会議. 32 : 1781.書誌コード: 2001LPI....32.1781B . 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10日閲覧。
  62. ^ Huffmann, H.; et al. (2004). 「ガニメデの内部構造と潮汐加熱」(PDF) . Geophysical Research Abstracts . 6. 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.
  63. ^ a b 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)からのアーカイブ。 
  64. ^ a b c「ガニメデ」 . 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。
  65. ^ 「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。
  66. ^ 「木星と土星の衛星のレイクレーター」（PDF） . 欧州惑星科学会議（EPSC） . 2011年. 2025年12月2日閲覧。
  67. ^ 「ガニメデクレーター：スペクトル特性とクレーターの保持年齢の関係」（PDF）月惑星研究所、2003年。 2025年12月14日閲覧。
  68. ^ 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 .
  69. ^ a b 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 .
  70. ^ 「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。
  71. ^ 「惑星名：目標座標系」 . 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。
  72. ^ a b c d e 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 .
  73. ^ a b c d Bhatia, GK; Sahijpal, S. (2017). 「初期太陽系における太陽系外縁天体、氷衛星、小氷惑星の熱進化」 . Meteoritics & Planetary Science . 52 (12): 2470– 2490. Bibcode : 2017M&PS...52.2470B . doi : 10.1111/maps.12952 . S2CID 133957919 . 
  74. ^ a b Kuskov, OL; Kronrod, VA; Zhidikova, AP (2005). 「木星の氷衛星の内部構造」(PDF) . Geophysical Research Abstracts . 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.
  75. ^ Kuskov, OL; Kronrod, VA; Zhidikova, AP (2010年5月). Bhardwaj, Anil (編). 「木星の氷衛星の内部構造」. Advances in Geosciences . 19. World Scientific: 365–376 . Bibcode : 2010aogs...19..365K . doi : 10.1142/9789812838162_0028 (2025年7月12日現在非アクティブ). ISBN 9789812838162。{{cite journal}}: CS1 maint: DOIは2025年7月時点で非アクティブです（リンク）
  76. ^ a b c Freeman, J. (2006). 「非ニュートン性停滞天体リッド対流とガニメデとカリストの熱進化」(PDF) .惑星・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。
  77. ^ a b「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。
  78. ^ a b「ハッブル宇宙望遠鏡の観測結果、木星最大の衛星ガニメデに地下海が存在する可能性」 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。
  79. ^ 「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。
  80. ^ 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。
  81. ^ 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。
  82. ^ 「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。
  83. ^グリフィン、アンドリュー（2015年3月13日）「ガニメデ：木星の衛星の海は異星生命の住処だった可能性」インディペンデント紙。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。
  84. ^ a b c d e f g h i j Hauck, Steven A.; Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J. (2006). 「ガニメデの核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 .
  85. ^ a b 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。  
  86. ^ a b c Broadfoot, AL; Sandel, BR; et al. (1981). 「木星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.
  87. ^ a b 「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。
  88. ^ a b Feldman, Paul D.; McGrath, Melissa A.; et al. (2000). 「HST/STISによるガニメデ極域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 . 
  89. ^ 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 .
  90. ^ a b c Paranicas, C.; Paterson, WR; et al. (1999). 「ガニメデ付近における高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 .
  91. ^ 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 .  
  92. ^ 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。
  93. ^ 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 .  
  94. ^ブラウン、マイケル・E. (1997). 「ガニメデ周辺のナトリウム大気の探査」.イカロス. 126 (1): 236– 238. Bibcode : 1997Icar..126..236B . CiteSeerX 10.1.1.24.7010 . doi : 10.1006/icar.1996.5675 . 
  95. ^ 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 . 
  96. ^木星の巨大な衛星ガニメデで初めて水蒸気を検出 2021年8月6日アーカイブ、 Wayback Machine、Space.com
  97. ^ a b c 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。
  98. ^ a b c d Kivelson, MG; Warnecke, J.; et al. (1998). 「ガニメデの磁気圏：磁力計概要」(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。
  99. ^ a b 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.
  100. ^ Hauck, Steven A.; Dombard, AJ; Solomon, SC; Aurnou, JM (2002). 「ガニメデにおける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.
  101. ^ 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。
  102. ^ a b Canup, Robin M. ; Ward, William R. (2002). 「ガリレオ衛星の形成：集積の条件」（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。 
  103. ^ a b 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」イカロス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。
  104. ^ a b c d eマッキノン、ウィリアム・B. (2006). 「太陽系外縁天体の氷殻における対流について、カリストへの詳細な適用」イカロス誌. 183 (2): 435– 450. Bibcode : 2006Icar..183..435M . doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.004 .
  105. ^ 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 . 
  106. ^ 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。
  107. ^ 「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。
  108. ^ a b Barr, AC; Canup, RM (2010年3月).ガニメデ／カリスト二分性の起源：外太陽系後期重爆撃期の衝突によるもの(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よりアーカイブ(PDF) . 2010年3月1日閲覧。
  109. ^ a b 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とカリストの二分法の起源」(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。 
  110. ^ a b Nagel, KA; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). 「カリストの内部構造、進化、分化に関するモデル」. Icarus . 169 (2): 402– 412. Bibcode : 2004Icar..169..402N . doi : 10.1016/j.icarus.2003.12.019 .
  111. ^平田尚之;末次 涼;大月啓二（2020年12月）。」平田尚之、末次亮、大月啓司、「ガニメデにおける単一の衝突による形成を示す溝のグローバルシステム」、イカロス、第352巻、2020年、113941、ISSN 0019-1035「 .イカロス. 352. arXiv : 2205.05221 . doi : 10.1016/j.icarus.2020.113941 . hdl : 20.500.14094 /90007458 .
  112. ^ a b c 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フライバイし、ミッションの新たな段階へ移行中」 . The New York Times . 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。
  113. ^ 「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。
  114. ^ 「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。
  115. ^ 「パイオニア10号 フルミッションタイムライン」 D・ミュラー。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。
  116. ^ 「ボイジャー1号と2号」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。
  117. ^ 「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。
  118. ^ 「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。
  119. ^ 「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。
  120. ^ 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.11 ​​47623. PMID 17932288. S2CID 21071030 .  
  121. ^ 「ガニメデ」サウスウェスト研究所、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。
  122. ^ 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。
  123. ^ 「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捉える」。ガーディアン紙。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。
  124. ^ “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。
  125. ^エリザベス・ハウエル (2017年2月14日). 「JUICE: 木星の衛星探査」 . 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。
  126. ^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)
  127. ^ “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。
  128. ^ Waldek, Stefanie (2022年6月29日). 「NASA​​のエウロパ・クリッパー、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」 . Space.com . 2024年4月15日閲覧。
  129. ^ 「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。
  130. ^ Peplow, M. (2005年2月8日). 「NASA​​の予算がハッブル望遠鏡を潰す」 . 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。
  131. ^ 「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。
  132. ^全米研究会議（2011年3月7日）. 「2013～2022年の10年間における惑星科学のビジョンと航海」 . ワシントンD.C.、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からアーカイブ。2021年6月18日閲覧。委員会は、科学的価値は高いものの、様々な理由から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特定しました。アルファベット順に、これらのミッションは以下のとおりです。ガニメデ・オービター [...]
  133. ^リンコン、ポール（2009年2月20日）「木星、宇宙機関の視線に」 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。
  134. ^ 「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。
  135. ^ 「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。
  136. ^ a b「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。
  137. ^エイモス、ジョナサン（2012年11月20日）「ロシアと欧州、火星探査の共同入札合意を承認」 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。
  138. ^ Струговец、Дмитрий (2017 年 7 月 15 日)。"Вице-президент РАН: сроки реализации лунной программы сдвинулись ради проекта "ЭкзоМарс"「 . TASS . 2018年7月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。

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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。
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