維基百科

木衛三

衛星

木衛三又稱為「蓋尼米德」[9]（Ganymede，Γανυμήδης），是圍繞木星運轉的一顆衛星[10]，公轉周期約為7天。按距離木星從近到遠排序，木衛三在木星的所有衛星中排第七，在伽利略衛星中排第三。它與木衛二及木衛一保持着1:2:4的軌道共振關係。木衛三是太陽系中最大的衛星，其直徑甚至大於水星，而質量約只為水星的一半。[11]

木衛三（Ganymede）「蓋尼米德」
True-color image taken by the Galileo probe
朱諾相機於2021年6月7日拍攝的真實色彩影像，顯示木衛三表面有許多水冰所形成的亮區。
發現
發現者伽利略
發現日期1610年1月7日
軌道參數
近心點1,069,200 km
（0.007147 AU）[b]
遠心點1,071,600 km
（0.007163 AU）[a]
半長軸1,070,400 km
（0.007155 AU）[1]
離心率0.0013[1]
軌道週期7.15455296天
（0.019588年）[1]
平均軌道速度10.880 km/s
軌道傾角2.21°（黃道夾角）
0.20°（木星赤道夾角）[1]
隸屬天體木星
物理特徵
平均半徑2634.1±0.3 km
（地球的0.413倍）[2]
表面積8700萬km2
（地球的0.171 倍）[c]
體積7.6 × 1010 km3
（地球的0.0704 倍）[d]
質量1.4819 × 1023 kg
（地球的0.025 倍）[2]
平均密度1.936 g/cm3[2]
表面重力1.428 m/s2
（0.146倍G力）[e]
2.741 km/s[f]
自轉週期同步自轉
轉軸傾角0–0.33°[3]
反照率0.43±0.02[4]
表面溫度 最低 平均 最高
K 70[6] 110[6] 152[7]
視星等4.61（沖）[4]
4.38（1951年）[5]
大氣特徵
表面氣壓極小
成分氧氣[8]

木衛三主要由硅酸鹽岩石和冰體構成，星體分層明顯，擁有一個富鐵的、流動性的內核。人們推測在木衛三表面之下200公里處存在一個被夾在兩層冰體之間的鹹水海洋。[12]木衛三表面存在兩種主要地形。其中較暗的地區約占星體總面積的三分之一，其間密布着撞擊坑，地質年齡估計有40億年之久；其餘地區較為明亮，縱橫交錯着大量的槽溝和山脊，其地質年齡較前者稍小。明亮地區的破碎地質構造的產生原因至今仍是一個謎，有可能是潮汐熱所導致的構造活動造成的。[2]

木衛三是太陽系中已知的唯一一顆擁有磁圈的衛星，其磁圈可能是由富鐵的流動內核的對流運動所產生的。[13]其中的少量磁圈與木星的更為龐大的磁場相交迭，從而產生了向外擴散的場線。木衛三擁有一層稀薄的含氧大氣層，其中含有原子氧、氧氣和臭氧[8]，同時原子氫也是大氣的構成成分之一。而木衛三上是否擁有電離層還尚未確定。[14]

一般認為木衛三是由伽利略·伽利萊在1610年首次觀測到的。[15]後來天文學家西門·馬里烏斯建議以希臘神話中神的斟酒者、宙斯的愛人蓋尼米德為之命名。[16]從先驅者10號開始，多艘太空船曾近距離掠過木衛三。[17]旅行者號太空船曾經精確地測量了該衛星的大小，伽利略號探測器則發現了它的地下海洋和磁場。此外，一個被稱為「木衛二－木星系統任務」的全新的探測木星的冰衛星的計劃，原定於2020年前後發射，但最終未能實施，該任務被即將於2023年發射的木星冰月探測器取代。

發現與命名

1610年1月11日，伽利略·伽利萊觀測到三顆靠近木星的星體；第二天晚上，他注意到這三顆星體發生了位移。接着，他又發現了第四顆星體，即後來的木衛三。至1月15日晚，伽利略確定這些星體是圍繞木星運行的。[18]他聲稱有權為這些衛星命名，並曾考慮過「科斯米安衛星」（Cosmian Stars）的名字，但最終將之命名為「美第奇衛星」(Medicean Stars)。[16]

法國天文學家尼古拉斯-克勞迪·法布里·德·佩瑞斯特（英語：Nicolas-Claude Fabri de Peiresc）建議為美第奇衛星家族的各顆衛星分別命名，但是其建議未被採納。[16] 原本宣稱其最初發現伽利略衛星的西門·馬里烏斯曾試圖將這幾顆衛星命名為「朱庇特的薩圖爾努斯」（Saturn of Jupiter）、「朱庇特的朱庇特」（Jupiter of Jupiter，即指木衛三）、「朱庇特的維納斯」（Venus of Jupiter）和「朱庇特的墨丘利」（Mercury of Jupiter），但也從未被採用。後來在約翰內斯·開普勒的建議下，馬里烏斯又提出了一種命名法：[16]

這種命名法在相當長的時期內並沒有被普遍接受，直至20世紀中期才得到普遍使用。在早期的天文學文獻中，該衛星均以羅馬數字作為指代（該體系由伽利略提出），即被稱為木衛三（Jupiter III ）或「朱庇特的第三顆衛星」（third satellite of Jupiter）。後來隨着土星的衛星群的發現，基於開普勒和馬里烏斯建議的命名系統開始被用於指稱木星的衛星。[16]木衛三是伽利略衛星中唯一一顆以男性人物名字命名的。

另外，中國科學史學家、天文學家席澤宗認為，這顆衛星早在前364年就由東周戰國時代的天文學家甘德發現，比伽利略和馬里烏斯早了兩千多年。[19]不過這種說法沒有得到國際普遍的認可。

軌道

木衛三的軌道距離木星107萬400公里，是伽利略衛星中距離木星第三近的，[10]其公轉周期為7天3小時。和大部分已知的木星衛星一樣，木衛三也為木星所鎖定，永遠都以同一面面向木星。[20]它的軌道離心率很小，軌道傾角也很小，接近於木星赤道，同時在數百年的周期里，軌道的離心率和傾角還會以周期函數的形式受到太陽和木星引力攝動的影響。變化範圍分別為0.0009-0.0022和0.05-0.32°。[21]這種軌道的變化使得其轉軸傾角在0-0.33°之間變化。[3]

 
木衛一、木衛二和木衛三三者之間的拉普拉斯共振狀態

木衛三和木衛二、木衛一保持着軌道共振關係：即木衛三每公轉一周，木衛二即公轉兩周、木衛一公轉四周。[21][22]當木衛二位於近拱點、木衛一位於遠拱點時，兩者之間會出現上合現象；而當木衛二位於近拱點時，它和木衛三之間也會出現上合現象。[21]木衛一-木衛二和木衛二-木衛三的上合位置會以相同速率移動，遂三者之間沒有可能出現三星合現象。這種複雜的軌道共振被稱為拉普拉斯共振。[23]

現今的拉普拉斯共振並無法將木衛三的軌道離心率提升到一個更高的值。[23] 0.0013的離心率值可能是早期殘留下來的——當時軌道離心率的提升是有可能的。[22]但是木衛三的軌道離心率仍然讓人困惑：如果在現階段其離心率值無法提升，則必然得表明在其內部的潮汐耗散作用下，它的離心率值正在逐漸損耗。[23]這意味着離心率值的最後一次損耗就發生在數億年之前。[23]由於現今木衛三軌道的離心率相對較低——平均只有0.0015，所以現今木衛三的潮汐熱也應該相應的十分微弱。[23]但是在過去，木衛三可能已經經歷過了一種或多種類拉普拉斯共振[i] ，從而使得其軌道離心率能達到0.01-0.02的高值。[2][23]這可能在木衛三內部引起了顯著的潮汐熱效應；而這種多階段的內部加熱最終造成了現今木衛三表面的槽溝地形。

人們還無法確切知曉木衛一、木衛二和木衛三之間的拉普拉斯共振是如何形成的。現今存在兩種假說：一種認為這種狀態在太陽系形成之初即已存在；[24]另一種認為這種狀態是在太陽系形成之後才發展出來的。一種可能的形成過程如下：首先是由於木星的潮汐效應，致使木衛一的軌道向外推移，直至某一點與木衛二發生2:1的軌道共振；之後其軌道繼續向外推移，同時將部分的旋轉力矩轉移給木衛二，從而也引起了後者的軌道向外推移；這個過程持續進行，直到木衛二到達某一點，與木衛三形成2:1的軌道共振。[23]最終三者之間的兩對上合現象的位置移動速率保持一致，形成拉普拉斯共振。[23]

物理特性

 
木衛三內部構造說明
 
木衛三內部結構

構成

木衛三的平均密度為1.936g/cm3，表明它是由近乎等量的岩石和水構成的，後者主要以冰體形式存在。[2]冰體的質量占衛星總質量的46-50%，比之木衛四稍低。[25]此外可能還存在某些不穩定的冰體，如氨的冰體。[25][26]木衛三岩石的確切構成還不為人知，但是很可能接近於L型或LL型普通球粒隕石，這兩類隕石較之H球粒隕石，所含的全鐵和金屬鐵較少，而鐵氧化物較多。在木衛三上，以質量計，鐵和硅的豐度比為1.05-1.27，而在太陽中，則為1.8。[25]

木衛三表面的反照率約為0.43。[27]冰體水廣泛存在於其表面，比重達到50-90%，[2]高出整體比重許多。利用近紅外光譜學，科學家們在1.04、1.25、1.5、2.0和3.0微米波長段發現了強烈的冰體水的吸附帶。[27]明亮地帶的槽溝構造可能含有較多的冰體，故顯得較為明亮。[28]除了水外，對伽利略號和地基觀測站拍攝的高分辨率近紅外光譜和紫外線光譜結果的分析也顯示了其他物質的存在，包括二氧化碳、二氧化硫，也可能還包括氰、硫酸氫鹽和多種有機化合物。[2][29]此外伽利略號還在木衛三表面發現了硫酸鎂、硫酸鈉等物質。[20][30]這些鹽類物質可能來自於地表之下的海洋。[30]

木衛三的表面是不對稱的：其同軌道方向的一面要亮於逆軌道方向的一面。[27]這種狀況類似於木衛二，而和木衛四的狀況正好相反。[27]此外，木衛三同軌道方向一面似乎富含二氧化硫。[31][32] 而二氧化碳在兩個半球的分布則相對均勻，儘管在極地地區並未觀測到它的存在。[29][33]木衛三上的撞擊坑（除了一個之外）並不富含二氧化碳，這點也與木衛四不同。木衛三的二氧化碳可能在過去的一段時期已經被消耗殆盡了的說法不確切。[33]

內部結構

木衛三的地層結構已經充分分化，它含有一個由硫化亞鐵和鐵構成的內核、由硅酸鹽構成的內層地函和由冰體構成的外層地函。[2][34]這種結構得到了由伽利略號在數次飛掠中所測定的木衛三本身較低的無量綱轉動慣量[g]——數值為0.3105± 0.0028——的支持。[2][34] 事實上，木衛三是太陽系中轉動慣量最小的固態天體。伽利略號探測到的木衛三本身固有的磁場則與其富鐵的、流動的內核有關。擁有高電導率的液態鐵的對流是產生磁場的最合理模式。[13]

 
較暗的尼克爾森區和較亮的哈帕吉亞槽溝之間可謂涇渭分明。

木衛三內部不同層次的厚度取決於硅酸鹽的構成成分（其中部分為橄欖石和輝石）以及內核中硫元素的數量。[25][34]最可能的情況是其內核半徑達到700-900公里，外層冰質地涵厚度達800-1000公里，其餘部分則為硅酸鹽質地涵。[34][35][36][37]內核的密度達到了5.5–6g/cm3，硅酸鹽質地涵的密度為3.4–3.6g/cm3。[25][34][35][36]與地球內核結構類似，某些產生磁場的模型要求在鐵-硫化亞鐵液態內核之中還存在着一個純鐵構成的固態內核。若是這種類型的內核，則其半徑最大可能為500公里。[35] 木衛三內核的溫度可能高達1500-1700K，壓力高達100千巴（100億帕）。[34][35]

表面特徵

 
特洛斯撞擊坑一帶有大量水冰存在，形成白色的地表外觀。
 
旅行者2號拍攝的木衛三背向木星一面的照片拼接圖。較為古老的暗區——伽利略區位於右上方。它和另外一個較小的暗區——馬里烏斯區之間隔着較為明亮也較為年輕的烏魯克溝帶。從相對較為年輕的奧里西斯隕石坑中噴出的冰體形成了圖像底部明亮的輻射帶。

木衛三的表面主要存在兩種類型的地形：一種是非常古老的、密布撞擊坑的暗區，另一種是較之前者稍微年輕（但是地質年齡依舊十分古老）、遍布大量槽溝和山脊的明區。暗區的面積約占球體總面積的三分之一，[38]其間含有粘土和有機物質，這可能是由撞擊木衛三的隕石帶來的。[39]

而產生槽溝地形的加熱機制則仍然是行星科學中的一大難題。現今的觀點認為槽溝地形從本質上說主要是由構造活動形成的；[2]而如果冰火山在其中起了作用的話，那也只是次要的作用。[2]為了引起這種構造活動，木衛三的岩石圈必須被施加足夠強大的壓力，而造成這種壓力的力量可能與過去曾經發生的潮汐熱作用有關——這種作用可能在木衛三處於不穩定的軌道共振狀態時發生。[2][40]引力潮汐對冰體的撓曲作用會加熱星體內部，給岩石圈施加壓力，並進一步導致裂縫、地壘和地塹的形成，這些地形取代了佔木衛三表面積70%的古老暗區。[2][41]槽溝地形的形成可能還與早期內核的形成過程及其後星體內部的潮汐熱作用有關，它們引起的冰體的相變和熱脹冷縮作用可能導致木衛三發生了微度膨脹，幅度為1-6%。[2] 隨着星體的進一步發育，熱水噴流被從內核擠壓至星體表面，導致岩石圈的構造變形。[42]星體內部的放射性衰變產生的熱能是最可能的熱源，木衛三地下海洋的形成可能就有賴於它。通過研究模型人們發現，如果過去木衛三的軌道離心率值較現今高很多（事實上也可能如此），那麼潮汐熱能就可能取放射性衰變熱源而代之，成為木衛三最主要的熱源。[43]

 
槽溝地形區中新近形成的撞擊坑。上為古拉撞擊坑，下為阿克洛奧斯撞擊坑。

撞擊坑在兩種地形中均可見到，但是在暗區中分布的更為密集：這一區域遭遇過大規模的隕石轟擊，因而撞擊坑的分布呈飽和狀態。[2]較為明亮的槽溝地形區分布的撞擊坑則較少，在這裡由於構造變形而發育起來的地形成為了主要地質特徵。[2]撞擊坑的密度表明暗區的地質年齡達到了40億年，接近於月球上的高地地形的地質年齡；而槽溝地形則稍微年輕一些（但是無法確定其確切年齡）。[44] 和月球類似，在35-40億年之前，木衛三經歷過一個隕石猛烈轟擊的時期。[44]如果這種情況屬實，那麼這個時期在太陽系內曾經發生了大規模的轟擊事件，而這個時期之後轟擊率又大為降低。[11] 在亮區中，既有撞擊坑覆蓋於槽溝之上的情況，也有槽溝切割撞擊坑的情況，這說明其中的部分槽溝地質年齡也十分古老。木衛三上也存在相對年輕的撞擊坑，其向外發散的輻射線還清晰可見。[11] [45]木衛三的撞擊坑深度不及月球和水星上的，這可能是由於木衛三的冰質地層質地薄弱，會發生位移，從而能夠轉移一部分的撞擊力量。許多地質年代久遠的撞擊坑的坑體結構已經消失不見，只留下一種被稱為變餘結構（英語：palimpsest）的殘跡。[11]

木衛三的顯著特徵包括一個被稱為伽利略區的較暗平原，這個區域內的槽溝呈同心環分布，可能是在一個地質活動時期內形成的。[46]另外一個顯著特徵則是木衛三的兩個極冠，其構成成分可能是霜體。這層霜體延伸至緯度為40°的地區。[20]旅行者號首次發現了木衛三的極冠。目前有兩種解釋極冠形成的理論，一種認為是高緯度的冰體擴散所致，另一種認為是外空間的等離子態冰體轟擊所產生的。伽利略號的觀測結果更傾向於後一種理論。[47]

大氣層和電離層

1972年，一支在印度尼西亞的博斯查天文台工作的印度、英國和美國天文學家聯合團隊宣稱他們在一次掩星現象中探測到了木衛三的大氣，當時木星正從一顆恆星之前通過。[48]他們估計其大氣壓約為1微巴（0.1帕）。[48]1979年旅行者1號在飛掠過木星之時，藉助當時的一次掩星現象進行了類似的觀測，但是得到了不同的結果。[49]旅行者1號的掩星觀測法使用短於200納米波長的遠紫外線光譜進行觀測，這比之1972年的可見光譜觀測法，在測定氣體存在與否方面要精確得多。旅行者1號的觀測數據表明木衛三上並不存在大氣，其表面的微粒數量密度最高只有1.5 × 109 cm−3，對應的壓力小於2.5 × 10−5微巴。[49]後一個數據較之1972年的數據要小了5個數量級，說明早期的估計太過於樂觀了。[49]

 
木衛三表面的假色溫度圖

不過1995年哈勃空間望遠鏡發現了木衛三上存在稀薄的、以氧為主要成分的大氣，這點類似於木衛二的大氣。[8][50]哈勃望遠鏡在130.4納米到135.6納米段的遠紫外線光譜區探測到了原子氧的大氣光。這種大氣光是分子氧遭受電子轟擊而離解時所發出的，[8]這表明木衛三上存在着以O2分子為主的中性大氣。其表面微粒數量密度在 1.2–7 × 108 cm−3範圍之間，相應的表面壓力為0.2–1.2 × 10−5微巴。[8][h] 這些數值在旅行者號1981年探測的數值上限之內。這種微量級的氧氣濃度不足以維持生命存在；其來源可能是木衛三表面的冰體在輻射作用下分解為氫氣和氧氣的過程，其中氫氣由於其原子量較低，很快就逃逸出木衛三了。木衛三上觀測到的大氣光並不像木衛二上的同類現象一般在空間分布上呈現均一性。哈柏望遠鏡在木衛三的南北半球發現了數個亮點，其中兩個都處於緯度50°地區——即木衛三磁圈的擴散場線和聚集場線的交界處。[51]同時也有人認為亮點可能是等離子體在下落過程中切割擴散場線所形成的極光。[52]

 
木衛三上的亮點

中性大氣層的存在着木衛三上也應該存在電離層，因為氧分子是在遭受來自磁圈[53]和太陽遠紫外輻射的高能電子轟擊之後而電離的。[14]但是和大氣層一樣，木衛三電離層的性質也引發了爭議。伽利略號的部分觀測發現在木衛三表面的電子密度較高，表明其存在電離層，但是其他觀測則毫無所獲。[14]通過各種觀測所測定的木衛三表面的電子密度處於400–2,500 cm−3範圍之間。及至2008年，木衛三電離層的各項參數仍未被精確確定。

證明木衛三含氧大氣存在的另一種方法是對藏於木衛三表層冰體中的氣體進行測量。1996年，科學家們公布了針對臭氧的測量結果。[54] 1997年，光譜分析揭示了分子氧的二聚體（或雙原子分子）吸收功能，即當氧分子處於濃相狀態時，就會出現這種吸收功能，而如果分子氧藏於冰體之中，則吸收功能最佳。二聚體的吸收光譜位置更多的取決於緯度和經度，而非表面的反照率——隨着緯度的提高，吸收光譜的位置就會上移。而相反的，隨着緯度的提高，臭氧的吸收光譜則會下移。[55]實驗室的模擬試驗表明，在木衛三上表面溫度高於100K的地區，O2並不會聚合在一起，而是擴散至冰體中。[56]

當在木衛二上發現了鈉元素之後，科學家們便開始在木衛三的大氣中尋找這種物質，但是到了1997年都一無所獲。據估計，鈉在木衛三上的豐度比木衛二小13倍，這可能是因為其表面原本就缺乏該物質或磁圈將這類高能原子擋開了。[57]木衛三大氣層中存在的另一種微量成分是原子氫，在距該衛星表面3000公里的太空即已能觀測到氫原子的存在。其在星體表面的數量密度約為1.5 × 104 cm−3。[58]

磁層

 
木衛三磁圈示意圖

1995年至2000年間，伽利略號共6次近距離飛掠過木衛三，發現該衛星有一個獨立於木星磁場之外的、長期存在的、其本身所固有的磁矩，[59]其大小估計為1.3 × 1013 T·m3，比水星的磁矩大三倍。[13] 其磁偶極子與木衛三自轉軸的交角為176°，這意味着其磁極正對着木星磁場。[13] 磁層的北磁極位於軌道平面之下。由這個長期磁矩創造的偶極磁場在木衛三赤道地區的強度為719±2納特斯拉，[13] 超過了此處的木星磁場強度——後者為120納特斯拉。木衛三赤道地區的磁場正對着木星磁場，這使其場線有可能重新聚合。而其南北極地區的磁場強度則是赤道地區的兩倍，為1440納特斯拉。[13]

長期存在的磁矩在木衛三四周劃出一個空間，形成了一個嵌入木星磁場的小型磁層。木衛三是太陽系中已知的唯一一顆擁有磁層的衛星。[59] 其磁層直徑達4-5RG （RG=2,631.2公里）。[60]在木衛三上緯度低於30°的地區，其磁層的場線是閉合的，在這個區域，帶電粒子（如電子和離子）均被捕獲，進而形成輻射帶。[60] 磁層中所含的主要離子為單個的離子化的氧原子——O+[61]——這點與木衛三含氧大氣層的特徵相吻合。而在緯度高於30°的極冠地區，場線則向外擴散，連接着木衛三和木星的電離層。[60]在這些地區已經發現了高能（高達數十甚至數百千伏）的電子和離子，[53]可能由此而形成了木衛三極地地區的極光現象。[51]另外，在極地地區不斷下落的重離子則發生了濺射運動，最終使木衛三表面的冰體變暗。[53]

木衛三磁層和木星磁場的相互影響與太陽風和地球磁場的相互作用在很多方面十分類似。[60][62]如繞木星旋轉的等離子體對木衛三逆軌道方向磁層的轟擊就非常像太陽風對地球磁場的轟擊。主要的不同之處是等離子體流的速度——在地球上為超音速，而在木衛三上為亞音速。由於其等離子體流速度為亞音速，所以在木衛三逆軌道方向一面的磁場並未形成弓形激波。[62]

除了其本身固有的磁層外，木衛三還擁有一個感應產生的偶極磁場，其存在與木衛三附近木星磁場強度的變化有關。[13]該感應磁場隨着木衛三本身固有磁層方向的變化，交替呈放射狀面向木星或背向木星。該磁場的強度較之木衛三本身之磁場弱了一個數量級——前者磁赤道地區的場強為60納特斯拉，只及木星此處場強的一半。[13]木衛三的感應磁場和木衛四的以及木衛二的感應磁場十分相似，這表明該衛星可能也擁有一個高電導率的地下海洋。[13]

由於木衛三的內部結構已經是徹底的分化型，且擁有一顆金屬內核，[2][35]所以其本身固有的磁層的產生方式可能與地球磁場的產生方式類似：即是內核物質運動的結果。[13][35]如果磁場是基於發電機原理的產物，[35]那麼木衛三的磁層就可能是由其內核的成分對流運動所造成的。[13][63]

儘管已知木衛三擁有一個鐵質內核，但是其磁層仍然顯得很神秘，特別是為何其他與之大小相同的衛星都不擁有磁層。[2]一些研究認為在木衛三這種相對較小的體積下，其內核應該早已被充分冷卻以致內核的流動和磁場的產生都無以為繼。一種解釋聲稱能夠引起星體表面構造變形的軌道共振也能夠起到維持磁層的作用：即木衛三的軌道離心率和潮汐熱作用由於某些軌道共振作用而出現增益，同時其地幔也起到了絕緣內核，阻止其冷卻的作用。[41]另一種解釋認為是地幔中的硅酸鹽岩石中殘留的磁性造成了這種磁層。如果該衛星在過去曾經擁有基於發電機原理產生的強大磁場，那麼該理論就很有可能行得通。[2]

形成和演化

木衛三可能由木星次星雲——即在木星形成之後環繞於其四周的、由氣體和塵埃組成的圓盤——的吸積作用所產生。[64] 木衛三的吸積過程持續了大約1萬年，[65]相較於木衛四的10萬年短得多。當木衛四開始形成之際，木星次星雲中所含的氣體成分已經相對較少；這導致了木衛四較長的吸積時間。[64]相反，由於木衛三是緊接木星之後形成的，這時的次星雲還比較濃密，所以其吸積作用所耗時間較短。[65]相對較短的形成時間使得吸積過程中產生的熱量較少逃逸，這些未逃逸的熱量導致了冰體的融化和木衛三內部結構的分化：即岩石和冰體相互分開，岩石沉入星體中心形成內核。在這方面，木衛三與木衛四不同，後者由於其較長的形成時間而導致吸積熱逃逸殆盡，從而無法在初期融化冰體以及分化內部結構。[66]這一假說揭示了為何質量和構成物質如此接近的兩顆衛星看起來卻如此得不同。[37][66]

在其形成之後，木衛三的內核還保存了大部分在吸積過程和分化過程中形成的熱量，它只是緩慢的將少量熱量釋放至冰質地幔層中，就如同熱電池的運作一般。[66]接着，地幔又通過對流作用將熱量傳導至星體表面。[37]不久岩石中蘊含的放射性元素開始衰變，產生的熱量進一步加熱了內核，從而加劇了其內部結構的分化，最終形成了一個鐵-硫化亞鐵內核和一個硅酸鹽地幔。[35][66]至此，木衛三內部結構徹底分化。與之相比較，未經內部結構分化的木衛四所產生的放射性熱能只能導致其冰質內部的對流，這種對流有效地冷卻了星體，並阻止了大規模的冰體融化和內部結構的快速分化，[67]同時其最多只能引起冰體與岩石的部分分化。[67]現今，木衛三的冷卻過程仍十分緩慢。[35]從起內核和硅酸鹽地幔所釋放出的熱量使得木衛三上的地下海洋得以存在，[26]同時只是緩慢冷卻的流動的鐵-硫化亞鐵內核仍在推動星體內的熱對流，並維持着磁圈的存在。[35]現在木衛三的對外熱通量很可能高於木衛四。[66]

探測

 
「旅行者號」太空探測船

數個飛掠過或繞木星運行的探測器對木衛三進行了仔細勘查。其中的第一批是先驅者10號和先驅者11號，[17]兩者傳回的關於木衛三的信息較少。[68]之後旅行者1號和旅行者2號於1979年飛掠過木衛三。它們精確測定了它的大小，最終證明它的體積要大於土衛六，後者曾被認為大於前者。[69]此外，這兩艘飛船還發現了木衛三上的槽溝地形。[70]

1995年，伽利略號進入環木星軌道。[20]在1996年至2000年間，它共6次近距離飛掠過木衛三。[20]這6次飛掠被命名為G1，G2，G7，G8，G28，G29。[13]在最接近的一次飛掠——G2——中，伽利略號距離木衛三表面僅264公里。[13]在1996年的G1飛掠中，它發現了木衛三的磁場。[71]後來又發現了木衛三的地下海洋，並於2001年對外公布。[13][20]伽利略號傳回了大量的光譜圖像，並在木衛三表面發現了數種非冰化合物。[29]最近前往近距離探測木衛三的探測器是新視野號，它於2007年在前往冥王星的途中飛掠過了木衛三，並在加速過程中拍攝了木衛三的地形圖和構成圖。[72][73]

美國航空航天局和歐洲空間局合作的一項旨在探測木星衛星的計劃——「木衛二－木星系統任務」原定於2020年實施。2009年2月，美國航空航天局和歐洲空間局確認該計劃將優先於「土衛六－土星系統任務」得以實施。[74] 但是歐洲空間局的計劃資金仍然面臨來自該局其他計劃的競爭。[75]「木衛二－木星系統任務」包括美國航空航天局主持的「木星-木衛二軌道飛行器」和歐洲空間局主持的「木星-木衛三軌道飛行器」，可能還包括日本宇宙航空研究開發機構主持的「木星磁場探測器」。「木衛二－木星系統任務」最終被取消，其組成部分「木衛二軌道飛行器」和「木衛三軌道飛行器」分別被「歐羅巴快船」以及「木星冰月探測器」取代。

已被取消的環木衛三軌道探測計劃還包括木星冰月軌道器。原計劃使用核裂變反應堆作為其動力來源，這將使其能夠對木衛三進行詳細勘查。[76]但是由於預算裁剪，該計劃於2005年被取消。[77]另外還有一個被取消的計劃被稱為「宏偉的木衛三」（The Grandeur of Ganymede）。[39]

參見

注釋

  1. ^ 遠拱點可依據軌道長半軸a和軌道離心率e得出： 。
  2. ^ 近拱點可依據軌道長半軸a和軌道離心率e得出： 。
  3. ^ 表面積可依據星體半徑r得出： 。
  4. ^ 體積v可依據星體半徑r得出： 。
  5. ^ 表面重力可依據星體質量m、萬有引力常數G和半徑r得出： 。
  6. ^ 逃逸速度可依據星體質量m、萬有引力常數G和半徑r得出： 。
  7. ^ 無量綱轉動慣量的單位是I/(mr²)，其中的I表示轉動慣量，m表示質量，r表示最大半徑。當無量綱轉動慣量的數值為0.4時，即表示該星體是一個質地均勻的球體，而如果數值小於0.4，則表示該星體的物質密度隨着深度的增加而加大。
  8. ^ 該表面數量密度和壓力是依據哈爾等人1998年公布的柱密度計算出來的，當時他們把大氣標高假定為20公里，把溫度假定為120K。
  9. ^ 類拉普拉斯共振和現今伽利略衛星的拉普拉斯共振十分相似，唯一的不同是當處於類拉普拉斯共振時，木衛一-木衛二和木衛二-木衛三的上合位置的移動速率不是同一的，而是成一定的比率——且這個比率一定是有理數。

參考文獻

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology. [2009-05-09]. （原始內容存檔於2011-08-22）. 
  2. ^ 2.00 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 2.06 2.07 2.08 2.09 2.10 2.11 2.12 2.13 2.14 2.15 2.16 2.17 2.18 2.19 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. The Galilean Satellites (PDF). Science. 1999, 286: 77–84 [2009-05-09]. PMID 10506564. doi:10.1126/science.286.5437.77. （原始內容 (pdf)存檔於2011-05-14）. 
  3. ^ 3.0 3.1 Bills, Bruce G. Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter. Icarus. 2005, 175: 233–247 [2009-05-09]. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.028. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  4. ^ 4.0 4.1 Yeomans, Donald K. Planetary Satellite Physical Parameters. JPL Solar System Dynamics. 2006-07-13 [2007-11-05]. （原始內容存檔於2010-01-18）. 
  5. ^ Yeomans and Chamberlin. Horizon Online Ephemeris System for Ganymede (Major Body 503). California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory. [2010-04-14]. （原始內容存檔於2014-02-02）.  (4.38 on 1951-Oct-03)
  6. ^ 6.0 6.1 Delitsky, Mona L.; Lane, Arthur L. Ice chemistry of Galilean satellites (PDF). J.of Geophys. Res. 1998, 103 (E13): 31,391–31,403. Bibcode:1998JGR...10331391D. doi:10.1029/1998JE900020. （原始內容 (PDF)存檔於2006-10-03）. 
  7. ^ Orton, G.S.; Spencer, G.R.; et al. Galileo Photopolarimeter-radiometer observations of Jupiter and the Galilean Satellites. Science. 1996, 274 (5286): 389–391. Bibcode:1996Sci...274..389O. doi:10.1126/science.274.5286.389. 
  8. ^ 8.0 8.1 8.2 8.3 8.4 Hall, D.T.; Feldman, P.D.; McGrath, M.A. et.al. The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede. The Astrophysical Journal. 1998, 499: 475–481 [2009-05-09]. doi:10.1086/305604. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  9. ^ 在希臘神話方面的名稱通常譯為「伽倪墨得斯」；在天文學方面的名稱通常譯為「蓋尼米德」，也可以叫作「甘尼米德」。
  10. ^ 10.0 10.1 Jupiter's Moons. The Planetary Society. [2007-12-07]. （原始內容存檔於2007-12-31）. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 Ganymede. nineplanets.org. October 31, 1997 [2008-02-27]. （原始內容存檔於2008-03-04）. 
  12. ^ Solar System's largest moon likely has a hidden ocean. Jet Propulsion Laboratory. NASA. 2000-12-16 [2008-01-11]. （原始內容存檔於2008-01-12）. 
  13. ^ 13.00 13.01 13.02 13.03 13.04 13.05 13.06 13.07 13.08 13.09 13.10 13.11 13.12 13.13 Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et.al. The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede (pdf). Icarus. 2002, 157: 507–522 [2009-05-09]. doi:10.1006/icar.2002.6834. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  14. ^ 14.0 14.1 14.2 Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et.al. The ionosphere of Ganymede (ps). Plan.Space Sci. 2001, 49: 327–336 [2009-05-09]. doi:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. （原始內容存檔於2011-05-14）. 
  15. ^ Sidereus Nuncius. Eastern Michigan University. [2008-01-11]. （原始內容存檔於2001-02-23）. 
  16. ^ 16.0 16.1 16.2 16.3 16.4 Satellites of Jupiter. The Galileo Project. [2007-11-24]. （原始內容存檔於2007-11-12）. 
  17. ^ 17.0 17.1 Pioneer 11. Solar System Exploration. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2011-09-02）. 
  18. ^ 18.0 18.1 The Discovery of the Galilean Satellites. Views of the Solar System. Space Research Institute, Russian Academy of Sciences. [2007-11-24]. （原始內容存檔於2007-11-18）. 
  19. ^ Zezong, Xi, "The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan De 2000 years Before Galileo," Chinese Physics 2 (3) (1982): 664–67.
  20. ^ 20.0 20.1 20.2 20.3 20.4 20.5 Miller, Ron; William K. Hartmann. The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System 3rd. Thailand: Workman Publishing. May 2005: 108–114. ISBN 0-7611-3547-2. 
  21. ^ 21.0 21.1 21.2 Musotto, Susanna; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald. Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites. Icarus. 2002, 159: 500–504 [2009-05-09]. doi:10.1006/icar.2002.6939. （原始內容存檔於2007-10-24）. 
  22. ^ 22.0 22.1 High Tide on Europa. SPACE.com. [2007-12-07]. （原始內容存檔於2002-10-17）. 
  23. ^ 23.0 23.1 23.2 23.3 23.4 23.5 23.6 23.7 Showman, Adam P.; Malhotra, Renu. Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede (pdf). Icarus. 1997, 127: 93–111 [2009-05-09]. doi:10.1006/icar.1996.5669. （原始內容存檔 (PDF)於2011-05-14）. 
  24. ^ Peale, S.J.; Lee, Man Hoi. A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites. Science. 2002, 298: 593–597 [2009-05-09]. PMID 12386333. doi:10.1126/science.1076557. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  25. ^ 25.0 25.1 25.2 25.3 25.4 Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A. Internal structure of Europa and Callisto. Icarus. 2005, 177: 550–369 [2009-05-09]. doi:10.1016/j.icarus.2005.04.014. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  26. ^ 26.0 26.1 Spohn, T.; Schubert, G. Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter? (PDF). Icarus. 2003, 161: 456–467. doi:10.1016/S0019-1035(02)00048-9. （原始內容 (pdf)存檔於2008-02-27）. 
  27. ^ 27.0 27.1 27.2 27.3 Calvin, Wendy M.; Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer John R. Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary. J.of Geophys. Res. 1995, 100: 19,041–19,048 [2009-05-09]. doi:10.1029/94JE03349. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  28. ^ Ganymede: the Giant Moon. Wayne RESA. [2007-12-31]. （原始內容存檔於2007-12-02）. 
  29. ^ 29.0 29.1 29.2 McCord, T.B.; Hansen, G.V.; Clark, R.N. et.al. Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation. J. Of Geophys. Res. 1998, 103 (E4): 8,603–8,626 [2009-05-09]. doi:10.1029/98JE00788. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  30. ^ 30.0 30.1 McCord, Thomas B.; Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A. Hydrated Salt Minerals on Ganymede’s Surface: Evidence of an Ocean Below. Science. 2001, 292: 1523–1525 [2009-05-09]. PMID 11375486. doi:10.1126/science.1059916. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  31. ^ Domingue, Deborah; Lane, Arthur; Moth, Pimol. Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites. Bulletin of the American Astronomical Society. 1996, 28: 1070 [2009-05-09]. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  32. ^ Domingue, Deborah L.; Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A. IEU’s detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability. Geophys. Res. Lett. 1998, 25 (16): 3,117–3,120 [2009-05-09]. doi:10.1029/98GL02386. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  33. ^ 33.0 33.1 Hibbitts, C.A.; Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B. Carbon dioxide on Ganymede. J.of Geophys. Res. 2003, 108 (E5): 5,036 [2009-05-09]. doi:10.1029/2002JE001956. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  34. ^ 34.0 34.1 34.2 34.3 34.4 34.5 Sohl, F.; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites. Icarus. 2002, 157: 104–119 [2009-05-09]. doi:10.1006/icar.2002.6828. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  35. ^ 35.00 35.01 35.02 35.03 35.04 35.05 35.06 35.07 35.08 35.09 Hauk, Steven A.; Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J. Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede (PDF). J. Of Geophys. Res. 2006, 111: E09008. doi:10.1029/2005JE002557. （原始內容 (pdf)存檔於2008-02-27）. 
  36. ^ 36.0 36.1 Kuskov, O.L.; Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P. Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter (pdf). Geophysical Research Abstracts (European Geosciences Union). 2005, 7: 01892 [2009-05-09]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  37. ^ 37.0 37.1 37.2 Freeman, J. Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto (PDF). Planetary and Space Science. 2006, 54: 2–14. doi:10.1016/j.pss.2005.10.003. （原始內容 (pdf)存檔於2007-08-24）. 
  38. ^ Petterson, Wesley; Head, James W.; Collins, Geoffrey C. et.al. A Global Geologic Map of Ganymede (pdf). Lunar and Planetary Science. 2007,. XXXVIII: 1098 [2009-05-10]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  39. ^ 39.0 39.1 Pappalardo, R.T.; Khurana, K.K.; Moore, W.B. The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission (pdf). Lunar and Planetary Science. 2001, XXXII: 4062 [2009-05-10]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  40. ^ Showman, Adam P.; Stevenson, David J.; Malhotra, Renu. Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede (PDF). Icarus. 1997, 129: 367–383 [2009-05-10]. doi:10.1006/icar.1997.5778. （原始內容 (pdf)存檔於2019-06-03）. 
  41. ^ 41.0 41.1 Bland; Showman, A.P.; Tobie, G. Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation (pdf). Lunar and Planetary Society Conference. March 2007, 38: 2020 [2009-05-10]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  42. ^ Barr, A.C.; Pappalardo, R. T. et. al. Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology (pdf). Lunar and Planetary Science Conference. 2001, 32: 1781 [2009-05-10]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  43. ^ Huffmann, H.; Sohl, F. et al. Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede (PDF). European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts. 2004, 6 [2009-05-10]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  44. ^ 44.0 44.1 Zahnle, K.; Dones, L. Cratering Rates on the Galilean Satellites (PDF). Icarus. 1998, 136: 202–222. doi:10.1006/icar.1998.6015. （原始內容 (pdf)存檔於2008-02-27）. 
  45. ^ Ganymede. Lunar and Planetary Institute. 1997 [2009-05-10]. （原始內容存檔於2017-02-11）. 
  46. ^ Casacchia, R.; Strom, R.G. Geologic evolution of Galileo Regio. Journal of Geophysical Research. 1984, 89: B419–B428 [2009-05-10]. Bibcode:1984LPSC...14..419C. doi:10.1029/JB089iS02p0B419. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  47. ^ Khurana, Krishan K.; Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann. The origin of Ganymede's polar caps. Icarus. 2007, 191 (1): 193–202 [2009-05-10]. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.022. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  48. ^ 48.0 48.1 Carlson, R.W.; Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. et.al. Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972. Science. 1973, 53: 182 [2009-05-10]. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  49. ^ 49.0 49.1 49.2 Broadfoot, A.L.; Sandel, B.R.; Shemansky, D.E. et.al. Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter (pdf). Science. 1981, 86: 8259–8284 [2009-05-10]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  50. ^ Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede. Jet Propulsion Laboratory. NASA. October 1996 [2008-01-15]. （原始內容存檔於2009-05-04）. 
  51. ^ 51.0 51.1 Feldman, Paul D.; McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et.al. HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede. The Astrophysical Journal. 2000, 535: 1085–1090 [2009-05-10]. doi:10.1086/308889. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  52. ^ Johnson, R.E. Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited. Icarus. 1997, 128 (2): 469–471 [2009-05-10]. doi:10.1006/icar.1997.5746. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  53. ^ 53.0 53.1 53.2 Paranicas, C.; Paterson, W.R.; Cheng, A.F. et.al. Energetic particles observations near Ganymede. J.of Geophys.Res. 1999, 104 (A8): 17,459–17,469 [2009-05-10]. doi:10.1029/1999JA900199. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  54. ^ Noll, Keith S.; Johnson, Robert E. et al. Detection of Ozone on Ganymede. Science. July 1996, 273 (5273): 341–343 [2008-01-13]. PMID 8662517. doi:10.1126/science.273.5273.341. （原始內容存檔於2008-10-06）. 
  55. ^ Calvin, Wendy M.; Spencer, John R. Latitudinal Distribution of O2on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope. Icarus. December 1997, 130 (2): 505–516 [2009-05-10]. doi:10.1006/icar.1997.5842. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  56. ^ Vidal, R. A.; Bahr, D. et al. Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies. Science. 1997, 276 (5320): 1839–1842 [2009-05-10]. PMID 9188525. doi:10.1126/science.276.5320.1839. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  57. ^ Brown, Michael E. A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede. Icarus. 1997, 126 (1): 236–238 [2009-05-10]. doi:10.1006/icar.1996.5675. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  58. ^ Barth, C.A.; Hord, C.W.; Stewart, A.I. et.al. Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede. Geophys. Res. Lett. 1997, 24 (17): 2147–2150 [2009-05-10]. doi:10.1029/97GL01927. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  59. ^ 59.0 59.1 Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. et.al. The magnetic field and magnetosphere of Ganymede (pdf). Geophys. Res. Lett. 1997, 24 (17): 2155–2158 [2009-05-10]. doi:10.1029/97GL02201. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  60. ^ 60.0 60.1 60.2 60.3 Kivelson, M.G.; Warnecke, J.; Bennett, L. et.al. Ganymede’s magnetosphere: magnetometer overview (pdf). J.of Geophys. Res. 1998, 103 (E9): 19,963–19,972 [2009-05-10]. doi:10.1029/98JE00227. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  61. ^ Eviatar, Aharon; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et.al. The ionosphere of Ganymede. Plan. Space Sci. 2001, 49: 327–336 [2009-05-10]. doi:10.1016/S0032-0633(00)00154-9. （原始內容存檔於2017-08-31）. 
  62. ^ 62.0 62.1 Volwerk, M.; Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; McPherron, R.L. Probing Ganymede’s magnetosphere with field line resonances (pdf). J.of Geophys. Res. 1999, 104 (A7): 14,729–14,738 [2009-05-10]. doi:10.1029/1999JA900161. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  63. ^ Hauck, Steven A. Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede (pdf). Lunar and Planetary Science. 2002, XXXIII: 1380 [2009-05-10]. （原始內容存檔 (PDF)於2009-03-27）. 
  64. ^ 64.0 64.1 Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (pdf). The Astronomical Journal. 2002, 124: 3404–3423 [2009-05-10]. doi:10.1086/344684. （原始內容存檔 (PDF)於2019-06-15）. 
  65. ^ 65.0 65.1 Mosqueira, Ignacio; Estrada, Paul R. Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites. Icarus. 2003, 163: 198–231 [2009-05-10]. doi:10.1016/S0019-1035(03)00076-9. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  66. ^ 66.0 66.1 66.2 66.3 66.4 McKinnon, William B. On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto. Icarus. 2006, 183: 435–450 [2009-05-10]. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.004. （原始內容存檔於2007-10-24）. 
  67. ^ 67.0 67.1 Nagel, K.A; Breuer, D.; Spohn, T. A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto. Icarus. 2004, 169: 402–412 [2009-05-10]. doi:10.1016/j.icarus.2003.12.019. （原始內容存檔於2016-06-04）. 
  68. ^ Exploration of Ganymede. Terraformers Society of Canada. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2007-03-19）. 
  69. ^ Voyager 1 and 2. ThinkQuest. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2007-12-26）. 
  70. ^ The Voyager Planetary Mission. Views of the Solar System. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2008-02-03）. 
  71. ^ New Discoveries From Galileo. Jet Propulsion Laboratory. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2007-10-30）. 
  72. ^ Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter. Space Daily. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2008-01-05）. 
  73. ^ Grundy, W.M.; Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et.al. New Horizons Mapping of Europa and Ganymede. Science. 2007, 318: 234–237 [2009-05-10]. PMID 17932288. doi:10.1126/science.1147623. （原始內容存檔於2015-07-05）. 
  74. ^ Rincon, Paul. Jupiter in space agencies' sights. BBC News. 2009-02-20 [2009-02-20]. （原始內容存檔於2009-02-21）. 
  75. ^ Cosmic Vision 2015–2025 Proposals. ESA. 2007-07-21 [2009-02-20]. （原始內容存檔於2011-08-25）. 
  76. ^ Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO). The Internet Encyclopedia of Science. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2008-02-11）. 
  77. ^ Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut. Planet Surveyor. [2008-01-06]. （原始內容存檔於2016-03-05）. 

外部連結

 
維基共享資源上的相關多媒體資源：木衛三
取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=木卫三&oldid=83902413」