Ganymede

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari
Ganymede
True-color image taken by the Galileo probe
Citra Ganymede yang diambil oleh wahana Galileo
Penemuan
Penemu G. Galilei
S. Marius
Tanggal ditemukan 7 Januari 1610
Penamaan
Nama alternatif Yupiter III
Ciri-ciri orbit
Periapsis 1 069 200 km[a]
Apoapsis 1 071 600 km[b]
Jari-jari orbit rata-rata 1 070 400 km[1]
Eksentrisitas 0,001 3[1]
Periode orbit 7,154 552 96 hari[1]
Kecepatan orbit rata-rata 10,880 km/s
Inklinasi 0,20° (dari khatulistiwa Yupiter)[1]
Satelit bagi Yupiter
Ciri-ciri fisik
Jari-jari rata-rata 2634,1 ± 0,3 km (0,413 Bumi)[2]
Luas permukaan 87,0 juta km2 (0,171 Bumi)[c]
Volume 7,6 × 1010 km3 (0,0704 Bumi)[d]
Massa 1.4819 × 1023 kg (0,025 Bumi)[2]
Massa jenis rata-rata 1,936 g/cm3[2]
Gravitasi permukaan di khatulistiwa 1,428 m/s2 (0,146 g)[e]
Kecepatan lepas 2,741 km/s[f]
Periode rotasi sinkron
Kemiringan sumbu 0–0,33°[3]
Albedo 0,43 ± 0,02[4]
Suhu permukaan
   K
min rata-rata maks
70[6] 110[6] 152[7]
Magnitudo tampak 4,61 (oposisi) [4]
4.38 (tahun 1951)[5]
Atmosfer
Tekanan permukaan jejak
Komposisi oksigen[8]

Ganymede adalah satelit alami planet Yupiter dan merupakan satelit alami terbesar di Tata Surya. Ganymede adalah satelit ketujuh di Tata Surya dan satelit Galileo ketiga dari Yupiter.[9] Satelit ini mengitari planetnya selama tujuh hari. Ganymede turut serta dalam resonansi orbit 1:2:4 dengan satelit Europa dan Io. Satelit ini lebih besar diameternya dibanding planet Merkurius, namun massanya hanya sekitar setengahnya.[10]

Satelit ini sebagian besar terdiri dari batu silikat dan es air. Ganymede merupakan benda langit yang berdiferensiasi sepenuhnya dengan inti yang cair, kaya akan besi. Samudra air asin dipercaya ada pada hampir 200 km di bawah permukaan Ganymede, yang diapit lapisan-lapisan es.[11] Permukaannya terdiri dari dua macam bentuk medan permukaan. Daerah gelap, yang penuh akan kawah tubrukan yang berasal dari hingga 4 miliar tahun yang lalu, menutupi sepertiga permukaan satelit itu. Daerah yang lebih terang, yang dilewati oleh alur-alur dan punggung bukit yang besar dan hanya sedikit lebih tua, menutupi sisanya. Penyebab kacaunya geologi medan permukaan terang itu tidak sepenuhnya diketahui, namun mungkin karena aktivitas tektonik yang ditimbulkan oleh pemanasan pasang-surut.[2]

Ganymede adalah satu-satunya satelit dalam Tata Surya yang diketahui memiliki magnetosfer, yang mungkin timbul karena konveksi dalam inti besi cairnya.[12] Magnetosfer yang kecil itu terkubur oleh medan magnet Yupiter yang jauh lebih besar dan terhubung dengannya lewat garis medan terbuka. Satelit itu mempunyai atmosfer oksigen tipis yang termasuk O, O2, dan mungkin O3 (ozon).[8] Hidrogen atomik adalah penyusun atmosfer yang sedikit. Apakah satelit itu mempunyai ionosfer yang berkaitan dengan atmosfernya masih belum diketahui.[13]

Orang yang dihargai sebagai penemu Ganymede adalah Galileo Galilei. Ia merupakan astronom pertama yang mengamati satelit ini pada tahun 1610.[14] Nama satelit itu segera diusulkan oleh astronom Simon Marius. Marius mengusulkan Ganymede, pembawa cangkir dewa-dewi Yunani dan kesayangan Zeus.[15] Semenjak misi Pioneer 10, wahana angkasa telah mampu memeriksa Ganymede dari dekat.[16] Wahana Voyager memperbaiki pengukuran terhadapnya, sedangkan wahana Galileo menemukan samudra bawah tanah dan medan magnetnya. Misi baru ke satelit-satelit es Yupiter, Europa Jupiter System Mission (EJSM) diusulkan untuk diluncurkan pada tahun 2020.

Penemuan dan penamaan[sunting | sunting sumber]

Pada tanggal 11 Januari 1610, Galileo Galilei mengamati apa yang dia percaya adalah tiga bintang di dekat Yupiter; esok malamnya dia mengetahui bahwa mereka berpindah tempat. Dia menemukan bintang keempat yang diperkirakan, yang ternyata adalah Ganymede, tanggal 13 Januari. Pada 15 Januari, Galileo menyimpulkan bahwa bintang tersebut sebenarnya adalah benda yang mengorbit Yupiter.[17] Dia mengklaim hak untuk memberi nama satelit-satelit tersebut; dia memikirkan "Bintang-bintang Kosmian" lalu tiba pada "Bintang-bintang Medicean".[15]

Astronom Perancis Nicolas-Claude Fabri de Peiresc menyarankan nama individual dari keluarga Medici bagi satelit-satelit itu, namun usulannya tidak diperhitungkan.[15] Simon Marius, yang pada mulanya mengklaim telah menemukan satelit Galilean, mencoba menamai satelit-satelit tersebut "Saturnusnya Yupiter", "Yupiternya Yupiter" (yang ini adalah Ganymede), "Venusnya Yupiter", dan "Merkuriusnya Yupiter", tatanama lain yang tidak mendapat perhatian. Dari saran oleh Johannes Kepler, Marius sekali lagi mencoba memberi nama satelit-satelit itu:[15]

…Lalu ada Ganymede, anak Raja Tros yang tampan, yang oleh Yupiter, yang berubah bentuk menjadi elang, dibawa ke surga dipunggungnya, seperti yang diceritakan dengan lantang oleh penyajak … yang Ketiga, berdasarkan kebesaran cahayanya, Ganymede …[17]

Nama ini dan nama satelit Galilean lain tidak disukai dalam waktu sangat lama, dan tidak digunakan secara umum hingga pertengahan abad ke-20. Pada banyak literatur astronomi yang lebih awal, Ganymede disebut dengan penamaan angka Romawinya (sistem yang diperkenalkan oleh Galileo) seperti Yupiter III atau sebagai "satelit Yupiter yang ketiga". Mengikuti penemuan satelit-satelit Saturnus, sistem penamaan yang berdasarkan dari Kepler dan Marius digunakan untuk satelit-satelit Yupiter.[15] Ganymede merupakan satu-satunya satelit Galilean Yupiter yang dinamai dari tokoh laki-laki.

Orbit dan rotasi[sunting | sunting sumber]

Ganymede mengorbit Yupiter pada jarak 1 070 400 km, yang ketiga di antara satelit Galilean,[9] dan melengkapi revolusinya setiap tujuh hari tiga jam. Seperti kebanyakan satelit yang dikenal, Ganymede terkunci pasang-surut, dengan satu permukaan yang selalu mengarah ke planetnya.[18] Orbitnya sangat sedikit eksentrik dan mencondong ke ekuator Yupiter, dengan eksentrisitas dan inklinasi yang berubah secara quasiperiodik yang ditimbulkan oleh usikan gravitasi matahari dan planet dalam skala waktu berabad-abad. Kisaran perubahannya masing-masing dari 0,0009–0,0022 dan 0,05–0,32°.[19] Variasi orbit ini menyebabkan kemiringan sumbu (sudut antara sumbu rotasi dan sumbu orbit) bervariasi antara 0 dan 0,33°.[3]

Resonansi Laplace dari Ganymede, Europa, dan Io

Ganymede berparstisipasi dalam resonansi orbit dengan Europa dan Io: untuk setiap orbit Ganymede, Europa mengorbit dua kali dan Io mengorbit empat kali.[19][20] Konjungsi superior antara Io dan Europa selalu terjadi bila Io berada pada periapsis dan Europa pada apoapsis. Konjungsi superior antara Europa dan Ganymede terjadi jika Europa berada pada periapsis.[19] Garis bujur dari konjungsi Io–Europa dan Europa–Ganymede berubah dengan rerata yang sama, memungkinkan terjadinya konjungsi tripel. Resonansi yang rumit itu disebut resonansi Laplace.[21]

Resonansi Laplace yang ada saat ini tidak mampu menaikkan eksentrisitas orbit Ganymede kepada nilai yang lebih tinggi.[21] Nilainya sekitar 0,0013 mungkin merupakan sisa dari masa sebelumnya, saat penaikan nilai seperti itu memungkinkan.[20] Eksentrisitas orbit Ganymede agak membingungkan; jika ia tidak dinaikkan sekarang ia sudah hancur sejak lama karena disipasi pasang-surut di bagian dalam Ganymede.[21] Ini berarti bahwa episode terakhir dari naiknya eksentrisitas terjadi hanya dalam beberapa ratus juta tahun yang lalu.[21] Karena eksentrisitas Ganymede relatif rendah—rata-rata 0,0015[20]pemanasan pasang-surut dari satelit ini sekarang dapat diabaikan.[21] Akan tetapi, dahulu mungkin Ganymede melalui satu atau lebih resonansi mirip-Laplace[j] yang mampu menaikkan eksentrisitas orbitnya menjadi nilai setinggi 0,01–0,02.[2][21] Hal ini mungkin menyebabkan pemanasan yang penting di bagian dalam Ganymede; pembentukan dari permukaan berlekuk-lekuk mungkin merupakan hasil dari satu atau lebih episode pemanasan.[2][21]

Asal-mula resonansi Laplace antara Io, Europa, dan Ganymede tidak diketahui. Ada dua hipotesis: bahwa ia adalah primordial dan telah ada dari permulaan Tata Surya;[22] atau bahwa ia terbentuk setelah terbentuknya Tata Surya. Rentetan peristiwa yang mungkin adalah sebagai berikut: Io menaikkan pasang pada Yupiter, menyebabkan orbitnya mengembang hingga sampai pada resonansi 2:1 dengan Europa; setelah itu ekspansi berlanjut, tetapi sebagian momentum sudutnya dipindahkan ke Europa karena resonansi itu menyebabkan orbitnya juga mengembang; proses itu berlanjut hingga Europa sampai pada resonansi 2:1 dengan Ganymede.[21] Akhirnya rerata pergeseran konjungsi antara ketiga satelit itu tersinkronisasi dan terkunci dalam resonansi Laplace.[21]

Ciri-ciri fisik[sunting | sunting sumber]

Komposisi[sunting | sunting sumber]

Interior Ganymede

Kerapatan rata-rata Ganymede yang besarnya 1,936 g/cm3 menunjukkan komposisi materi bebatuan dan air yang hampir sama, dan air sebagian besar berwujud es.[2] Fraksi massa esnya adalah antara 46–50%, sedikit lebih rendah daripada yang ada di Callisto.[23] Sejumlah es volatile tambahan seperti amonia mungkin juga ada.[23][24] Komposisi pasti dari bebatuan di Ganymede tidak diketahui, tetapi mungkin dekat pada komposisi kondrit biasa bertipe L/LL, yang bercirikan lebih sedikitnya besi total, lebih sedikit besi metalik dan lebih banyak besi oksida daripada kondrit H. Rasio berat besi dengan silikon adalah 1,05–1,27 pada Ganymede, sementara itu rasio Matahari sekitar 1,8.[23]

Permukaan Ganymede memiliki albedo sekitar 43%.[25] Es air nampaknya ada di mana saja di permukaannya, dengan fraksi massa 50–90%,[2] jauh lebih banyak daripada di Ganymede secara keseluruhan. Spektroskopi inframerah dekat mengungkapkan adanya pita serapan es air yang kuat pada panjang gelombang 1,04; 1,25; 1,5; 2,0 dan 3,0 μm.[25] Permukaan berlekuk-lekuk lebih terang dan lebih banyak komposisi esnya daripada permukaan gelap.[26] Analisis spektrum resolusi-tinggi, inframerah-dekat dan ultraviolet yang didapat oleh wahana antariksa Galileo dan dari permukaannya telah mengungkapkan beragam bahan bukan-air: karbon dioksida, belerang dioksida dan, mungkin, sianogen, hidrogen sulfat dan bermacam-macam senyawa organik.[2][27] Hasil-hasil Galileo juga telah menunjukkan magnesium sulfat (MgSO4) dan, mungkin, natrium sulfat (Na2SO4) pada permukaan Ganymede.[18][28] Garam-garam ini mungkin berasal dari samudra di bawah permukaan.[28]

Permukaan Ganymede asimetris; belahan depannya—yang menghadap ke arah gerakan orbit[g]—lebih terang daripada yang ada di belakang.[25] Ini mirip dengan Europa, namun yang sebaliknya terjadi dengan Callisto.[25] Belahan belakang Ganymede nampaknya kaya akan belerang dioksida.[29][30] Sebaran karbon dioksida tidak menunjukkan asimetri belahan apapun, meski ia tidak teramati dekat kutub.[27][31] Kawah tubrukan di permukaan Ganymede (kecuali satu) tidak menunjukkan kayanya kandungan karbon dioksida, yang juga membedakannya dari Callisto. Level karbon dioksida Ganymede mungkin habis pada masa dahulu.[31]

Struktur internal[sunting | sunting sumber]

Perbatasan yang jelas membagi Nicholson Regio yang gelap dari Harpagia Sulcus yang terang

Ganymede nampaknya berdiferensiasi sepenuhnya, terdiri atas inti besi sulfidabesi, mantel silikat dan mantel es luar.[2][32] Model ini didukung oleh rendahnya nilai momen inersia yang [h] takberdimensi—0,3105 ± 0,0028—yang diukur selama terbang mendekat Galileo.[2][32] Kenyataannya, Ganymede momen inersianya adalah yang terendah di antara benda-benda Tata Surya. Keberadaan inti cair kaya besi memberikan penjelasan ilmiah bagi medan magnet intrinsik Ganymede yang terdeteksi oleh Galileo.[33] Konveksi dalam besi cair, yang daya hantar listriknya tinggi, adalah model yang paling diterima dari pembangkitan medan magnetik.[12]

Ketebalan yang tepat dari lapisan-lapisan yang berbeda pada interior Ganymede bergantung dari asumsi komposisi silikat (fraksi olivin dan piroksen) dan banyaknya belerang di inti itu.[23][32] Nilai yang paling mungkin adalah 700–900 km untuk jari-jari inti dan 800–1000 km untuk ketebalan mantel es luar, dengan sisanya terbuat dari mantel silikat.[32][33][34][35] Kerapatan inti itu adalah 5,5–6 g/cm3 dan mantel silikat itu adalah 3,4–3,6 g/cm3.[23][32][33][34] Beberapa model pembangkitan medan magnetik memerlukan adanya inti solid yang terdiri dari besi murni di dalam inti Fe–FeS cair— mirip dengan struktur inti Bumi. Jari-jari inti ini mungkin mencapai 500 km.[33] Suhu inti Ganymede mungkin 1500–1700 K dengan tekanan hingga 100 kBar (10 Gpa).[32][33]

Kenampakan permukaan[sunting | sunting sumber]

Mosaik gambar Voyager 2 dari Ganymede's belahan anti-Yovian. Daerah gelap purba dari Galileo Regio terletak di kanan atas. Daerah tersebut terpisah dari daerah gelap yang lebih kecil di Marius Regio di kirinya oleh pita Uruk Sulcus yang lebih terang dan lebih muda. Es tawar yang dikeluarkan dari kawah Osiris yang relatif baru mengakibatkan berkas cahaya terang di bawah.

Permukaan Ganymedian adalah campuran dari dua tipe medan permukaan: daerah gelap dengan sangat banyak kawah tubrukan serta sangat tua, daerah gelap dan daerah yang lebih terang yang agak lebih muda (tapi masih purba) ditandai dengan banyaknya jajaran lekukan serta punggung bukit. Medan permukaan gelap, yang merupakan sekitar sepertiga permukaannya,[36] mengandung lumpur dan bahan organik yang dapat menandakan komposisi dari benda penubruk dari mana satelit-satelit Yovian terakresi.[37]

Mekanisme pemanasan yang diperlukan untuk membentuk medan berlekuk-lekuk pada permukaan Ganymede merupakan problem yang tak terpecahkan dalam ilmu keplanetan. Pandangan modern adalah bahwa medan berlekuk itu sifatnya terutama tektonik.[2] Kriovulkanisme dianggap hanya berperan kecil, kalau ada.[2] gaya yang menyebabkan tekanan yang kuat pada litosfer es Ganymedian yang perlu untuk memulai aktivitas tektonik mungkin berhubungan dengan peristiwa pemanasan pasang-surut dahulu kala, mungkin timbul saat satelit itu melewati resonansi orbital yang tidak stabil.[2][38] Pemuluran pasang-surut terhadap es mungkin telah memanaskan interiornya dan menegangkan litosfernya, menimbulkan terbentuknya retakan serta patahan sembul dan graben, yang menghilangkan medan yang terang dan tua pada 70% permukaannya.[2][39] Pembentukan medan berlekuk-lekuk mungkin juga berkaitan dengan pembentukan inti mula-mula serta pemanasan pasang-surut lanjutan pada bagian dalam satelit itu, yang menyebabkan sedikit mengembangnya Ganymede sebesar 1–6% akibat perubahan wujud zat pada es dan pemuaian termal.[2] Selatam evolusi lanjutan, semburan air yang dalam dan panas mungkin muncul dari inti ke permukaannya, menimbulkan deformasi tektonik pada litosfer.[40] Pemanasan radiogenik di dalam satelit adalah sumber panas yang paling relevan pada saat ini, menyebabkan, contohnya, pada kedalaman samudranya. Model riset telah ditemukan bahwa jika eksentrisitas orbitnya berada pada besar yang lebih daripada yang ada sekarang (seperti yang ada di masa lalu) pemanasan pasang-surut akan menjadi sumber panas yang lebih penting daripada pemanasan radiogenik.[41]

Kawah tubrukan yang baru pada permukaan berlekuk di Ganymede

Keberadaan kawah terlihat pada kedua tipe medan permukaan Ganymede, namun banyak terjadi pada permukaan gelap: nampaknya ia jenuh dengan kawah tubrukan dan telah sangat berevolusi melalui peristiwa tabrakan.[2] Di permukaan berlekuk yang lebih terang terdapat lebih sedikit kenampakan tubrukan, yang hanya memiliki sekidit kepentingan pada evolusi tektoniknya.[2] Kerapatan kawah menandakan usia 4 miliar tahun bagi permukaan gelap, mirip dengan dataran tinggi Bulan, dan agak lebih muda bagi permukaan berlekuk (namun seberapa lebih muda tidak diketahui).[42] Mungkin Ganymede telah mengalami satu periode sangat banyaknya pembentukan kawah pada 3,5 sampai 4 miliar tahun yang lalu seperti yang terjadi pada Bulan.[42] Jika benar, kebanyakan tubrukan terjadi pada masa tersebut, sedangkan tingkat pembentukan kawah menjadi lebih kecil sejak saat itu.[10] Kawah-kawah itu bertumpang tindih dan dilewati oleh sistem lekukan permukaannya, menandakan bahwa beberapa lekukan itu cukup tua umurnya. Kawah yang relatif muda dengan pancaran-pancaran juga kentara.[10][43] Kawah-kawah Ganymedian lebih pipih daripada kawah di Bulan dan Merkurius. Hal ini mungkin karena sifat kerak es Ganymede yang relatif lemah, yang (mungkin) dapat mengalir dan melunakkan reliefnya. Kawah purba yang reliefnya telah menghilang hanya meninggalkan jejak kawah yang dikenal sebagai palimpsest.[10]

Satu kenampakan penting lain pada Ganymede adalah dataran gelap yang diberi nama Galileo Regio, yang terdiri dari serangkaian lekukan atau alur-alur sepusat, yang mungkin terbentuk selama suatu periode aktivitas geologis.[44] Ciri menonjol lainnya pada Ganymede adalah tutupan kutub yang mungkin terdiri atas es air. Es itu meluas hingga 40° lintangnya.[18] Kap kutub ini terlihat pertama kali oleh wahana angkasa Voyager. Teori-teori terhadap pembentukan kap-kap itu di antaranya berpindahnya air ke lintang yang lebih tinggi dan pemboman oleh plasma es. Data dari wahana Galileo mengindikasikan bahwa yang belakangan adalah benar.[45]

Atmosfer dan ionosfer[sunting | sunting sumber]

Pada tahun 1972, satu tim yang terdiri atas astronom India, Inggris dan Amerika yang sedang bekerja di Observatorium Bosscha, Indonesia mengklaim bahwa mereka telah mendeteksi atmosfer tipis disekitar satelit itu selama okultasi, saat Ganymede dan Jupiter lewat di depan sebuah bintang.[46] Mereka memperkirakan bahwa tekanan permukaannya sekitar 1 μBar (0,1 Pa).[46] Akan tetapi, tahun 1979 Voyager 1 mengamati okultasi bintang (κ Centauri) selama ia terbang melintas pada planet itu, dengan hasil yang berbeda.[47] Pengukuran okultasi itu dilakukan dalam spektrum ultraviolet-jauh dengan panjang gelombang lebih pendek daripada 200 nm; mereka lebih peka terhadap keberadaan gas daripada pengukuran dalam spektrum optik pada tahun 1972. Tidak ada atmosfer yang terungkap dalam data Voyager. Batas atas pada densitas jumlah partikel permukaan ditemukan bernilai 1,5 × 109 cm−3, yang berkaitan dengan tekanan permukaan yang kurang dari 2,5 × 10−5 μBar.[47] Nilai yang belakangan hampir sebesar lima kali daripada yang terukur pada tahun 1972, menandakan bahwa interpretasi yang lebih awal terlalu optimistik.[47]

Meski ada data Voyager, bukti akan atmosfer oksigen tipis di Ganymede, yang sangat mirip dengan yang ada di Europa, ditemukan oleh teleskop luar angkasa Hubble pada tahun 1995.[8][48] Sebenarnya teleskop Hubble mengamati pijaran udara dari oksigen atomik pada ultraviolet-jauh pada panjang gelombang 130,4 nm dan 135,6 nm. Pijaran udara semacam itu tereksitasi saat oksigen molekuler terdisosiasi oleh tumbukan elektron,[8] bukti dari atmosfer netral yang penting terutama terdiri dari molekul O2. Kerapatan jumlah permukaan mungkin terletak antara 1,2–7 × 108 cm−3, berkaitan dengan tekanan permukaan 0,2–1,2 × 10−5 μBar.[8][i] Nilai ini sesuai dengan batas atas Voyager yang ditetapkan tahun 1981. Oksigen bukanlah bukti adanya kehidupan; ia dianggap dihasilkan saat es air pada permukaan Ganymede terpecah menjadi hidrogen dan oksigen oleh radiasi, dengan hidrogen kemudian dengan cepat menghilang karena rendahnya massa atomnya.[48] Pijaran udara yang diamati di Ganymede tidaklah homogen seperti di Europa. Teleskop Hubble mengamati dua bintik terang yang terletak di belahan utara dan selatan, dekat lintang ± 50°0, yang tepat merupakan batas antara garis medan terbuka dan tertutup dari magnetosfer Ganymedian (lihat bawah).[49] Bintik terang itu mungkin adalah aurora, yang disebabkan oleh presipitasi plasma di sepanjang garis medan terbuka.[50]

Warna semu peta suhu Ganymede

Adanya atmosfer netral mengimplikasikan bahwa ionosfer mestilah ada, karena molekul oksigen terionisasi oleh tumbukan elektron berenergi yang datang dari magnetosfer[51] dan oleh radiasi UV ekstrim dari matahari.[13] Namun, sifat ionosfer Ganymedian sekontroversial sifat atmosfernya. Beberapa pengukuran wahana Galileo menemukan kenaikan kerapatan elektron dekat satelit itu, menyarankan adanya ionosfer, sementara data lainnya gagal mendeteksi apapun.[13] Kerapatan elektron dekat permukaan diperkirakan oleh sumber-sumber yang berbeda terletak pada kisaran 400–2.500 cm−3.[13] Hingga tahun 2008, parameter dari ionosfer Ganymede tidak begitu diketahui batasannya.

Bukti tambahan tentang keberadaan oksigen berasal dari deteksi spektrum gas yang terperangkap di es di permukaan Ganymede. Pendeteksian pita Ozon (O3) diumumkan pada tahun 1996.[52] Tahun 1997, analisis spektroskopik mengungkapkan sifat menyerap dimer (atau diatom) dari oksigen molekuler. Penyerapan itu hanya dapat terjadi jika oksigen berada pada fase yang padat. Calon terbaik adalah oksigen molekuler terperangkap dalam es. Dalamnya pita serapan dimer tergantung pada garis lintang dan garis bujur, bukan dari albedo permukaannya—mereka cenderung turun dengan naiknya garis lintang pada Ganymede, sedangkan O3 menunjukkan efek yang sebaliknya.[53] Kerja di laboratorium menemukan bahwa O2 tidak akan mengelompok dan membentuk gelembung tetapi akan larut dalam es pada suhu permukaan Ganymede yang relatif hangat pada 100 K.[54]

Pencarian terhadap natrium di atmosfernya, tak lama setelah penemuannya di Europa, tak menghasilkan apapun pada tahun 1997. Natrium setidaknya 13 kali kurang melimpah di sekitar Ganymede daripada di sekitar Europa, mungkin karena kekurangan relatif di permukaannya atau karena magnetosfernya memerangkap partikel berenergi.[55] Penyusun lain yang sedikit dari atmosfer ganymedian adalah hidrogen atomik. Atom hidrogen diamati sejauh 3.000 km dari permukaan satelit itu. Kerapatan mereka di permukaan Ganymede adalah sekitar 1,5 × 104 cm−3.[56]

Magnetosfer[sunting | sunting sumber]

Gambar dari wahana Galileo dengan pengayaan warna dari permukaan belakang Ganymede[57]

Wahana Galileo melakuakan enam kali terbang rendah pada Ganymede dari tahun 1995–2000 (G1, G2, G7, G8, G28 dan G29)[12] dan menemukan bahwa Ganymede memiliki momen magnet (intrinsik) yang permanen yang bebas dari medan magnet Jupiter.[58] Momen tersebut nilainya sekitar 1,3 × 1013 T·m3,[12] yang tiga kali lebih besar daripada momen magnet Merkurius. Dipol magnetiknya miring terhadap sumbu rotasi Ganymede sebesar 176°, yang berarti bahwa arahnya berlawanan dengan momen magnet Yupiter.[12] Kutub utaranya terletak di bawah bidang orbitnya. Medan magnetik dipolnya yang timbul karena momen permanen ini besarnya 719 ± 2 nT di ekuator satelit itu,[12] yang bila dibandingkan dengan medan magnet Yovian pada jarak Ganymede—sekitar 120 nT.[58] Medan ekuator Ganymede berlawanan arah dengan medan Yupiter, yang berarti rekoneksi adalah mungkin. Kekuatan medan intrinsik di kutub adalah dua kali kekuatan di ekuator—1440 nT.[12]

Momen magnetik permanen itu melewati satu bagian ruang di sekitar Ganymede, membuat magnetosfer kecil tertanam dalam magnetosfer Yupiter; ia merupakan satu-satunya satelit dalam Tata Surya yang diketahui memiliki ciri tersebut.[58] Diameternya 4–5 RG (RG = 2,631.2 km).[59] Magnetosfer Ganymede memiliki daerah dengan garis medan tertutup yang terletak di bawah garis lintang 30°, dimana partikel bermuatan (elektron dan ion) terperangkap, membuat semacam sabuk radiasi.[59] Spesies ion utama di magnetosfernya adalah oksigen tunggal terionisasi—O+[13]—yang sesuai dengan atmosfer oksigen tipis di satelit itu. Di daerah kap kutub, di garis lintang yang lebih tinggi daripada 30°, garis medan magnetiknya terbuka, menghubungkan Ganymede dengan ionosfer Yupiter.[59] Di area ini, elektron dan ion berenergi (puluhan dan ratusan keV) telah terdeteksi,[51] yang mungkin menyebabkan aurora yang diamati di sekitar kutub ganymedian.[49] Selain itu, ion-ion berat terus-menerus berjatuhan di permukaan kutub satelit itu, melemparkan atom-atom es dan menggelapkan es itu di sana.[51]

Medan magnet satelit Yovian, Ganymede, yang tertanam dalam medan magnetosfer Yupiter. Garis medan tertutup ditandai dengan warna hijau

Intraksi antara magnetosfer ganymedian dan plasma Yovian dalam banyak segi mirip dengan yang terjadi antara angin surya dan magnetosfer Bumi..[59][60] Plasma yang turut berputar segerakan dengan Yupiter itu menimpa sisi belakang magnetosfer ganymedian sangat mirip dengan angin surya menimpa magnetosfer Bumi. Perbedan utamanya adalah kecepatan aliran plasma—supersonik dalam kasus Bumi dan subsonik dalam kasus Ganymede. Karena aliran subsonik itu, tidak ada kejutan busur di lepas permukaan belakang Ganymede.[60]

Selain momen magnet intrinsik, Ganymede mempunyai medan magnet dipol terinduksi.[12] Keberadaannya berkaitan dengan variasi medan magnet Yovian dekat satelit itu. Momen terinduksi tersebut berarah radial ke atau dari Yupiter mengikuti arah bagian yang bervariasi dari medan magnet planet itu. Momen magnetik terinduksi itu lebih lemah daripada yang intrinsik. Kuat medan dari medan yang terinduksi di ekuator magnetik adalah sekitar 60 nT—setengah dari kuat medan di sekitar Yupiter.[12] Medan magnetik terinduksi Ganymede mirip dengan milik Callisto dan Europa, menandakan bahwa satelit ini juga memiliki samudra air di bawah permukaannya dengan daya hantar listrik yang tinggi.[12]

Dengan diketahui bahwa Ganymede berdiferensiasi sepenuhnya dan memiliki inti metalik,[2][33] mdan magnetik intrinsiknya mungkin timbul dengan cara yang sama dengan Bumi: hasilnya material penghantar bergerak di bagian dalamnya.[12][33] Medan magnet yang dideteksi di sekitar Ganymede mungkin disebabkan oleh konveski bahan penyusun di intinya,[33] jika medan magnet itu hasil dari aksi dinamo, atau magnetokonveksi.[12][61]

Meski ada inti besi, magnetosfer Ganymede tetap menjadi teka-teki, terutama dengan diketahui bahwa benda-benda yang serupa tidak punya ciri seperti itu.[2] Beberapa penelitian menyarankan bahwa, dengan ukurannya yang relatif kecil, intinya mestinya telah cukup mendingin ke titik dimana gerakan fluida dan medan magnet tidak bertahan keberadaannya. Satu penjelasan adalah bahwa resonasi orbit yang sama yang diajukan telah mengacaukan permukaannya juga memungkinkan medan magnetik tetap ada: dengan eksentrisitas Ganymede naik dan pemanasan pasang-surut meningkat selama resonansi itu, mantelnya mungkin telah mengisolasi inti itu, mencegahnya mendingin.[39] Penjelasan lain adalah kemagnetan sisa dari bebatuan silikat di mantelnya, yang mungkin jika satelit itu punya lebih banyak medan yang dibangkitkan oleh dinamo pada masa lalu.[2]

Asal-usul dan evolusi[sunting | sunting sumber]

Ganymede mungkin terbentuk oleh akresi pada anak nebula Yupiter, piringan gas dan debu yang menyelimuti Yupiter setelah pembentukannya.[62] Akresi Ganymede mungkin berlangsung selama sekitar 10 000 tahun,[63] jauh lebih singkat daripada 100 000 tahun perkiraan untuk Callisto. Anak nebula Yovian itu mungkin relatif "lapar-gas" saat satelit-satelit Galilean terbentuk; ini mungkin memungkinkan lamanya waktu akresi yang diperlukan untuk Callisto.[62] Kontras dengan itu Ganymede terbentuk lebih dekat pada Yupiter, dimana anak nebula lebih padat, yang menjelaskan singkatnya skala waktu pembentukannya.[63] Pembentukan yang relatif cepat ini menghindari lepasnya panas akresi, yang menyebabkan cairnya es dan diferensiasi planet: pemisahan batu dan es. Batu-batu ini berada di tengah membentuk inti. Dalam hal ini, Ganymede berbeda dari Callisto, yang gagal mencair dan berdiferensiasi lebih awal karena hilangnya panas akresi selama pembentukannya yang lebih lambat.[64] Hipotesis ini menjelaskan kenapa dua satelit Yovian itu nampak tidak mirip, meski massa dan komposisinya mirip.[35][64]

Setelah terbentuk, inti ganymedian mempertahankan sebagian besar panas yang terakumulasi selama akresi dan diferensiasi, hanya melepaskannya dengan lambat ke mantel es seperti semacam baterai termal.[64] Selanjutnya, mantelnya, memindahkannya ke permukaan dengan cara konveksi.[35] Segera, peluruhan unsur-unsur radioaktif dalam bebatuan memanaskan inti itu lebih jauh, menyebabkan diferensiasi yang meningkat: inti besibesi sulfida dalam dan mantel silikat terbentuk.[33][64] Dengan ini, Ganymede menjadi benda yang berdiferensiasi sepenuhnya. Sebagai perbandingan, pemanasan radioaktif dari Callisto yang tidak berdiferensiasi menyebabkan konveksi dalam interiornya yang ber-es, yang mendinginkannya dengan efektif dan menghindari pencairan es skala besar dan diferensiasi yang cepat.[65] Gerakan konvektif di Callisto hanya menyebabkan pemisahan batu dan es secara parsial.[65] Sekarang, Ganymede terus mendingin dengan perlahan.[33] Panas yang dibebaskan dari inti dan mantel silikatnya memungkinkan adanya samudra di bawah permukaan,[24] sementara pendinginan lambat inti Fe–FeS cair menyebabkan konveksi dan mendukung terbentuknya medan magnet.[33] Fluks panas yang keluar dari Ganymede mungkin lebih tinggi daripada yang keluar dari Callisto.[64]

Penjelajahan[sunting | sunting sumber]

Beberapa wahana yang terbang melintasi atau mengorbit Yupiter telah menjelajahi Ganymede secara rinci. Wahana pertama yang menjelajahi adalah Pioneer 10 dan Pioneer 11,[16] namun keduanya tidak mengembalikan banyak informasi tentang satelit itu.[66] Voyager 1 dan Voyager 2 berikutnya, melewati Ganymede pada tahun 1979. Mereka memperbaiki ukurannya, mengungkapkan bahwa ia lebih besar daripada satelit Saturnus, Titan, yang sebelumnya dianggap lebih besar.[67] Permukaannya yang berlekuk-lekuk juga kelihatan.[68]

Pada tahun 1995, wahana Galileo memasuki orbit Yupiter dan antara tahun 1996 dan 2000 melakukan enam penerbangan dekat untuk menjelajahi Ganymede.[18] Penerbangan dekat ini adalah G1, G2, G7, G8, G28 dan G29.[12] Selama terbang terdekat—G2—Galileo berada hanya 264 km dari permukaan Ganymede.[12] Selama penerbangan G1 pada tahun 1996, medan magnetik ganymedian ditemukan,[69] sementara itu penemuan samudra diumumkan tahun 2001.[12][18] Galileo memancarkan sejumlah besar gambar spektrum dan menemukan beberapa senyawa non-es di permukaan Ganymede.[27] Wahana angkasa terkini yang menjelajahi Ganymede dari dekat adalah New Horizons, yang melewatinya pada tahun 2007 dalam perjalanannya menuju Pluto. New Horizons membuat peta topografi dan komposisi dari Ganymede saat ia lewat.[70][71]

Diajukan untuk diluncurkan pada tahun 2020, Europa Jupiter System Mission (EJSM) adalah usulan gabungan NASA/ESA untuk menjalajahi satelit-satelit Yupiter. EJSM terdiri dari Jupiter Europa Orbiter yang dipimpin NASA, Jupiter Ganymede Orbiter yang dipimpin ESA, dan mungkin Jupiter Magnetospheric Orbiter yang dipimpin JAXA. Namun, pada bulan Februari 2009, diumumkan bahwa ESA/NASA telah memprioritaskan misi ini daripada Titan Saturn System Mission.[72] Selain itu, proyek ini masih harus bersaing dengan proyek ESA lainnya untuk memperoleh dana.[73]

Satu usulan yang dibatalkan untuk mengorbit Ganymede adalah Jupiter Icy Moons Orbiter. Fisi nuklir akan digunakan untuk memberi tenaga wahana itu, yang akan mampu mempelajari Ganymede secara rinci.[74] Akan tetapi, misi itu dibatalkan tahun 2005 karena pemotongan anggaran.[75] Usulan lama lain disebut The Grandeur of Ganymede.[37]

Catatan[sunting | sunting sumber]

  1. ^  Periapsis diturunkan dari sumbu semimayor a dan eksentrisitas e: a*(1-e).
  2. ^  Apoapsis diturunkan dari sumbu semimayor a dan eksentrisitas e: a*(1+e).
  3. ^  Luas permukaan diturunkan dari jari-jari r: 4\pi r^2.
  4. ^  Volume v diturunkan dari jari-jari r: 4\pi r^3/3.
  5. ^  Gravitasi permukaan diturunkan dari massa m, tetapan gravitasi G dan jari-jari r: Gm/r^2.
  6. ^  Kecepatan lepas diturunkan dari massa m, tetapan gravitasi G dan jari-jari r: \sqrt{\frac{2Gm}{r}}.
  7. ^  Belahan depan adalah belahan yang menghadap ke arah gerakan orbit, belahan belakang adalah yang menghadap ke arah sebaliknya.
  8. ^  Momen inersia tak berdimensi yang disebut adalah I/(mr²), dimana I adalah Momen Inersia, m adalah massa, dan r adalah jari-jari maksimum. Nilainya 0,4 untuk benda bulat seragam, namun kurang dari 0,4 jika berat jenisnya naik seiring dengan meningkatnya kedalaman.
  9. ^  kerapatan dan tekanan bilangan permukaan dihitung dari kerapatan kolom yang dilaporkan dalam Hall, dkk. 1998, dengan asumsi tinggi skala 20 km dan suhu 120 K.
  10. ^ Resonansi mirip-Laplace adalah serupa dengan resonansi Laplace yang ada sekarang di antara bulan-bulan Galilean dengan perbedaan satu-satunya adalah garis bujur konjungsi Io–Europa dan Europa–Ganymede berubah dengan rerata, yang rasionya adalah bilangan rasional—tidak menjadi satu seperti pada resonansi Laplace

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b c d "Planetary Satellite Mean Orbital Parameters". Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. 
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1999). "The Galilean Satellites" (pdf). Science 286: 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. 
  3. ^ a b (Inggris) 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. ^ a b Yeomans, Donald K. (2006-07-13). "Planetary Satellite Physical Parameters". JPL Solar System Dynamics. Diakses 2007-11-05. 
  5. ^ Yeomans and Chamberlin. "Horizon Online Ephemeris System for Ganymede (Major Body 503)". California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory. Diakses 2010-04-14.  (4.38 on 1951-Oct-03)
  6. ^ a b 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. 
  7. ^ 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. 
  8. ^ a b c d e 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. 
  9. ^ a b (Inggris) "Jupiter's Moons". The Planetary Society. Diakses 2007-12-07. 
  10. ^ a b c d "Ganymede". nineplanets.org. October 31, 1997. Diakses 2008-02-27. 
  11. ^ "Solar System's largest moon likely has a hidden ocean". Jet Propulsion Laboratory. NASA. 2000-12-16. Diakses 2008-01-11. 
  12. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et.al. (2002). "The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede" (pdf). Icarus 157: 507–522. doi:10.1006/icar.2002.6834. 
  13. ^ a b c d e Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et.al. (2001). "The ionosphere of Ganymede" (ps). Plan.Space Sci. 49: 327–336. doi:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. 
  14. ^ "Sidereus Nuncius". Eastern Michigan University. Diakses 2008-01-11. 
  15. ^ a b c d e "Satellites of Jupiter". The Galileo Project. Diakses 2007-11-24. 
  16. ^ a b "Pioneer 11". Solar System Exploration. Diakses 2008-01-06. 
  17. ^ a b "The Discovery of the Galilean Satellites". Views of the Solar System. Space Research Institute, Russian Academy of Sciences. Diakses 2007-11-24. 
  18. ^ a b c d e (Inggris) Miller, Ron; William K. Hartmann (May 2005). The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System (ed. 3rd). Thailand: Workman Publishing. hlm. 108–114. ISBN 0-7611-3547-2. 
  19. ^ a b c (Inggris) Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald (2002). "Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites". Icarus 159: 500–504. doi:10.1006/icar.2002.6939. 
  20. ^ a b c (Inggris) "High Tide on Europa". SPACE.com. Diarsipkan dari aslinya tanggal 2002-12-02. Diakses 2007-12-07. 
  21. ^ a b c d e f g h i (Inggris) Showman, Adam P.; Malhotra, Renu (1997). "Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede" (pdf). Icarus 127: 93–111. doi:10.1006/icar.1996.5669. 
  22. ^ (Inggris) Peale, S.J.; Lee, Man Hoi (2002). "A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites". Science 298: 593–597. doi:10.1126/science.1076557. PMID 12386333. 
  23. ^ a b c d e Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. (2005). "Internal structure of Europa and Callisto". Icarus 177: 550–369. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. 
  24. ^ a b Spohn, T.; Schubert, G. (2003). "Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?" (pdf). Icarus 161: 456–467. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. 
  25. ^ a b c d Calvin, Wendy M.; Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer John R. (1995). "Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary". J.of Geophys. Res. 100: 19,041–19,048. doi:10.1029/94JE03349. 
  26. ^ "Ganymede: the Giant Moon". Wayne RESA. Diakses 2007-12-31. 
  27. ^ a b c McCord, T.B.; Hansen, G.V.; Clark, R.N. et.al. (1998). "Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation". J. Of Geophys. Res. 103 (E4): 8,603–8,626. doi:10.1029/98JE00788. 
  28. ^ a b McCord, Thomas B.; Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A. (2001). "Hydrated Salt Minerals on Ganymede’s Surface: Evidence of an Ocean Below". Science 292: 1523–1525. doi:10.1126/science.1059916. PMID 11375486. 
  29. ^ Domingue, Deborah; Lane, Arthur; Moth, Pimol (1996). "Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites". Bulletin of the American Astronomical Society 28: 1070. 
  30. ^ Domingue, Deborah L.; Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A. (1998). "IEU’s detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability". Geophys. Res. Lett. 25 (16): 3,117–3,120. doi:10.1029/98GL02386. 
  31. ^ a b Hibbitts, C.A.; Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B. (2003). "Carbon dioxide on Ganymede". J.of Geophys. Res. 108 (E5): 5,036. doi:10.1029/2002JE001956. 
  32. ^ a b c d e f Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. (2002). "Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites". Icarus 157: 104–119. doi:10.1006/icar.2002.6828. 
  33. ^ a b c d e f g h i j k Hauk, Steven A.; Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J. (2006). "Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede" (pdf). J. Of Geophys. Res. 111: E09008. doi:10.1029/2005JE002557. 
  34. ^ a b Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P. (2005). "Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter" (pdf). Geophysical Research Abstracts (European Geosciences Union) 7: 01892. 
  35. ^ a b c Freeman, J. (2006). "Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto" (pdf). Planetary and Space Science 54: 2–14. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. 
  36. ^ Petterson, Wesley; Head, James W.; Collins, Geoffrey C. et.al. (2007). "A Global Geologic Map of Ganymede" (pdf). Lunar and Planetary Science. XXXVIII: 1098. 
  37. ^ a b Pappalardo, R.T.; Khurana, K.K.; Moore, W.B. (2001). "The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission" (pdf). Lunar and Planetary Science. XXXII: 4062. 
  38. ^ Showman, Adam P.; Stevenson, David J.; Malhotra, Renu (1997). "Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede" (pdf). Icarus 129: 367–383. doi:10.1006/icar.1997.5778. 
  39. ^ a b Bland; Showman, A.P.; Tobie, G. (March 2007). "Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation" (pdf). Lunar and Planetary Society Conference 38: 2020. 
  40. ^ Barr, A.C.; Pappalardo, R. T. et. al. (2001). "Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology" (pdf). Lunar and Planetary Science Conference 32: 1781. 
  41. ^ Huffmann, H.; Sohl, F. et al. (2004). "Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede" (PDF). European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts 6. 
  42. ^ a b Zahnle, K.; Dones, L. (1998). "Cratering Rates on the Galilean Satellites" (pdf). Icarus 136: 202–222. doi:10.1006/icar.1998.6015. 
  43. ^ "Ganymede". Lunar and Planetary Institute. 1997. 
  44. ^ Casacchia, R.; Strom, R.G. (1984). "Geologic evolution of Galileo Regio". Journal of Geophysical Research 89: B419–B428. Bibcode:1984LPSC...14..419C. doi:10.1029/JB089iS02p0B419. 
  45. ^ Khurana, Krishan K.; Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann (2007). "The origin of Ganymede's polar caps". Icarus 191 (1): 193–202. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.022. 
  46. ^ a b Carlson, R.W.; Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. et.al. (1973). "Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972". Science 53: 182. 
  47. ^ a b c Broadfoot, A.L.; Sandel, B.R.; Shemansky, D.E. et.al. (1981). "Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter" (pdf). Science 86: 8259–8284. 
  48. ^ a b "Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede". Jet Propulsion Laboratory. NASA. October 1996. Diakses 2008-01-15. 
  49. ^ a b Feldman, Paul D.; McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et.al. (2000). "HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede". The Astrophysical Journal 535: 1085–1090. doi:10.1086/308889. 
  50. ^ Johnson, R.E. (1997). "Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited". Icarus 128 (2): 469–471. doi:10.1006/icar.1997.5746. 
  51. ^ a b c Paranicas, C.; Paterson, W.R.; Cheng, A.F. et.al. (1999). "Energetic particles observations near Ganymede". J.of Geophys.Res. 104 (A8): 17,459–17,469. doi:10.1029/1999JA900199. 
  52. ^ Noll, Keith S.; Johnson, Robert E. et al. (July 1996). "Detection of Ozone on Ganymede". Science 273 (5273): 341–343. doi:10.1126/science.273.5273.341. PMID 8662517. Diakses 2008-01-13. 
  53. ^ Calvin, Wendy M.; Spencer, John R. (December 1997). "Latitudinal Distribution of O2on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope". Icarus 130 (2): 505–516. doi:10.1006/icar.1997.5842. 
  54. ^ Vidal, R. A.; Bahr, D. et al. (1997). "Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies". Science 276 (5320): 1839–1842. doi:10.1126/science.276.5320.1839. PMID 9188525. 
  55. ^ Brown, Michael E. (1997). "A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede". Icarus 126 (1): 236–238. doi:10.1006/icar.1996.5675. 
  56. ^ Barth, C.A.; Hord, C.W.; Stewart, A.I. et.al. (1997). "Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede". Geophys. Res. Lett. 24 (17): 2147–2150. doi:10.1029/97GL01927. 
  57. ^ "Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse". Spaceflight Now. Diakses 2008-01-19. 
  58. ^ a b c Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et.al. (1997). "The magnetic field and magnetosphere of Ganymede" (pdf). Geophys. Res. Lett. 24 (17): 2155–2158. doi:10.1029/97GL02201. 
  59. ^ a b c d Kivelson, M.G.; Warnecke, J.; Bennett, L. et.al. (1998). "Ganymede’s magnetosphere: magnetometer overview" (pdf). J.of Geophys. Res. 103 (E9): 19,963–19,972. doi:10.1029/98JE00227. 
  60. ^ a b Volwerk, M.; Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; McPherron, R.L. (1999). "Probing Ganymede’s magnetosphere with field line resonances" (pdf). J.of Geophys. Res. 104 (A7): 14,729–14,738. doi:10.1029/1999JA900161. 
  61. ^ Hauck, Steven A. (2002). "Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede" (pdf). Lunar and Planetary Science. XXXIII: 1380. 
  62. ^ a b Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). "Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion" (pdf). The Astronomical Journal 124: 3404–3423. doi:10.1086/344684. 
  63. ^ a b Mosqueira, Ignacio; Estrada, Paul R (2003). "Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites". Icarus 163: 198–231. doi:10.1016/S0019-1035(03)00076-9. 
  64. ^ a b c d e McKinnon, William B. (2006). "On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto". Icarus 183: 435–450. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. 
  65. ^ a b Nagel, K.A; Breuer, D.; Spohn, T. (2004). "A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto". Icarus 169: 402–412. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. 
  66. ^ "Exploration of Ganymede". Terraformers Society of Canada. Diakses 2008-01-06. 
  67. ^ "Voyager 1 and 2". ThinkQuest. Diakses 2008-01-06. 
  68. ^ "The Voyager Planetary Mission". Views of the Solar System. Diakses 2008-01-06. 
  69. ^ "New Discoveries From Galileo". Jet Propulsion Laboratory. Diakses 2008-01-06. 
  70. ^ "Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter". Space Daily. Diakses 2008-01-06. 
  71. ^ Grundy, W.M.; Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et.al. (2007). "New Horizons Mapping of Europa and Ganymede". Science 318: 234–237. doi:10.1126/science.1147623. PMID 17932288. 
  72. ^ Rincon, Paul (2009-02-20). "Jupiter in space agencies' sights". BBC News. Diakses 2009-02-20. 
  73. ^ "Cosmic Vision 2015–2025 Proposals". ESA. 2007-07-21. Diakses 2009-02-20. 
  74. ^ "Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO)". The Internet Encyclopedia of Science. Diakses 2008-01-06. 
  75. ^ "Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut". Planet Surveyor. Diakses 2008-01-06. 

Pranala luar[sunting | sunting sumber]