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가니메데 (위성)

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목차

1. 개요

가니메데는 목성의 위성으로, 태양계에서 가장 큰 위성이자 질량이 가장 큰 위성이다. 1610년 갈릴레오 갈릴레이에 의해 발견되었으며, 그리스 신화의 가니메데스에서 이름을 따왔다. 가니메데는 목성으로부터 약 107만 km 떨어진 궤도를 7일 3시간 주기로 공전하며, 이오, 유로파와 궤도 공명 관계를 갖는다.

가니메데는 수성보다 크지만, 수성 질량의 약 45%에 해당한다. 표면은 얼음과 암석으로 덮여 있으며, 어두운 지역과 밝은 고랑 지형이 혼재되어 있다. 내부 구조는 철-황화철 핵, 규산염 맨틀, 그리고 지하 바다로 추정되는 액체 물 층으로 구성되어 있다. 가니메데는 자체적인 자기장을 가지고 있으며, 희박한 산소 대기가 존재한다.

가니메데 탐사를 위해 여러 탐사선이 파견되었으며, 현재는 유럽우주국의 주스(JUICE) 탐사선이 2031년 가니메데 근접 비행 및 2032년 궤도 진입을 목표로 하고 있다. 또한, NASA의 유로파 클리퍼도 가니메데에 대한 근접 비행을 계획하고 있다.

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가니메데 (위성)
기본 정보
밝고 어두운 갈색 표면의 가니메데. 왼쪽 아래 밝은 크레이터는 트로스 크레이터이다.
2021년 6월, 주노 우주선이 촬영한 가니메데
명칭가니메데
다른 이름목성 III
발음GAN
형용사가니메데의, 가니메데적인
명명의 유래,
발견1610년 1월 7일
발견자갈릴레오 갈릴레이, 시몬 마리우스
궤도 정보
모행성목성
궤도군갈릴레오 위성
평균 궤도 반지름1,070,400 km
궤도 이심률0.0013
근점1,069,200 km
원점1,071,600 km
공전 주기7.15455296일
평균 공전 속도10.880 km/s
궤도 경사2.214° (황도 기준), 0.20° (목성 적도 기준)
물리적 특성
평균 반지름2,634.1 ± 0.3 km (지구의 0.413배)
표면적8.72 × 10^7 km² (지구의 0.171배)
부피7.66 × 10^10 km³ (지구의 0.0704배)
질량1.4819 × 10^23 kg (지구의 0.025배)
밀도1.936 g/cm³ (지구의 0.351배)
표면 중력1.428 m/s² (0.146 g)
관성 모멘트 계수0.3115 ± 0.0028
탈출 속도2.741 km/s
자전동기 자전
자전축 기울기0–0.33° (목성 적도 기준)
북극의 적경268.20°
북극의 적위64.57°
각크기1.2 ~ 1.8 arcseconds
알베도0.43 ± 0.02
겉보기 등급4.61 (충 위치), 4.38 (1951년)
온도
최대 표면 온도152 K (-121 °C)
평균 표면 온도110 K (-163 °C)
최소 표면 온도70 K (-203 °C)
대기
대기 존재 여부예
표면 압력0.2-1.2 µPa
대기 조성주로 산소

2. 발견과 작명

1610년 갈릴레오 갈릴레이가 목성의 위성들을 발견하고, 시몬 마리우스가 독자적으로 발견했다고 주장하면서 위성들의 이름에 대한 논쟁이 있었다. 갈릴레이는 자신이 발견한 위성들을 메디치 가문을 기려 '메디치의 별'이라 명명하려 했고,[154] 마리우스는 '목성의 목성'(가니메데) 등으로 부르려 했으나 채택되지 않았다.[155] 요하네스 케플러의 제안으로 마리우스는 다시 그리스 신화에 나오는 제우스의 연인 가니메데의 이름을 따서 현재의 이름이 붙여졌다.[154]

초기에는 갈릴레이가 제안한 로마 숫자를 이용한 명명법(목성 III)이 주로 사용되었으나, 20세기 중반 이후 마리우스가 제안한 이름이 널리 쓰이게 되었다.[154] 가니메데는 이오, 유로파, 칼리스토와 마찬가지로 제우스의 연인 이름을 땄지만, 갈릴레이 위성 중 유일하게 남성의 이름을 딴 위성이다.

2. 1. 초기 관측

1610년 1월 7일, 갈릴레오 갈릴레이는 망원경을 사용하여 목성 근처에서 가니메데, 칼리스토, 이오, 유로파를 발견했다. 갈릴레오는 며칠간의 관측을 통해 이 천체들이 목성 주위를 공전한다는 결론을 내렸다.[150][151][152]

지구, 달과 가니메데의 크기 비교


갈릴레오가 레오나르도 도나에게 갈릴레이 위성의 발견을 설명하는 편지.


시몬 마리우스는 자신이 갈릴레이 위성을 발견했다고 주장했지만,[155] 갈릴레오가 먼저 발견을 발표했기 때문에 갈릴레오가 발견자로 기록되어 있다.

중국의 천문학 기록에 따르면, 기원전 365년에 감덕이 목성의 위성을 발견했다고 한다. 아마도 육안으로 가니메데를 발견했을 것으로 추정된다.[157][158] 하지만 간덕은 그 천체의 색깔을 붉다고 기록했는데, 위성은 너무 어두워 육안으로 색깔을 구분하기 어렵기 때문에 이는 수수께끼로 남아있다.[31] 현존하는 기록으로는 당대에 편찬된 『개원점경(開元占經)』에 이를 인용한 내용이 있으며, "목성 바로 옆에 작은 붉은색 별이 있으며, 동맹(同盟)이다"라는 기록이 있는데, 여기서 "동맹"은 목성과 같은 계(系)에 속한다는 의미로 추측된다.[141]

2. 2. 명명 논쟁

1610년 1월 7일, 갈릴레오 갈릴레이는 망원경을 통해 목성 주변에서 여러 천체를 발견했다. 처음에는 3개의 천체로 생각했지만, 이는 가니메데와 칼리스토였고, 이오와 유로파의 빛이 합쳐진 것이었다. 이후 관측을 통해 갈릴레오는 이 천체들이 목성을 공전한다는 결론을 내렸다.[150][151][152]

갈릴레오는 자신이 발견한 위성의 이름을 지을 권리를 주장하며, 메디치 가문의 코시모 2세 데 메디치를 기리기 위해 "메디치의 별"로 명명했다.[154] 그러나 프랑스의 천문학자 니콜라스클라우데 파브리 데 페이레치는 메디치 가문의 이름을 각각 분리해야 한다고 제안했지만, 채택되지 않았다.[154]

시몬 마리우스는 자신이 갈릴레이 위성을 발견했다고 주장하며,[155] "목성의 목성"(가니메데), "목성의 금성", "목성의 수성" 등으로 이름을 지으려 했으나, 이 역시 채택되지 않았다. 요하네스 케플러와 마리우스는 다시 위성 이름을 제안했고, 그리스 신화를 기반으로 한 명명 시스템을 제안하여 최종적으로 가니메데라는 이름이 붙여졌다.[154]

마리우스가 제안한 이름은 오랫동안 무시되었고, 20세기 중반까지는 일반적으로 사용되지 않았다. 초기 천문학 문헌에서는 갈릴레오가 도입한 로마 숫자 표기법인 '목성 III' 또는 "목성의 세 번째 위성"으로 주로 언급되었다. 토성의 위성이 발견된 후에야 케플러와 마리우스의 명명 시스템이 목성의 위성에 사용되기 시작했다.[154] 가니메데는 남성 인물의 이름을 딴 유일한 갈릴레이 위성이며, 이오, 유로파, 칼리스토처럼 가니메데도 제우스의 연인이다.

3. 궤도 및 자전

가니메데는 목성에서 평균 1070400km 떨어진 곳에서 공전하며, 이는 갈릴레이 위성 중 세 번째로 먼 거리이다.[159] 이오, 유로파와 궤도 공명을 하며, 자세한 내용은 "궤도 공명" 문단을 참조하라. 가니메데는 조석 고정되어 항상 같은 면이 목성을 향하는데, 이는 자전 주기와 공전 주기가 같기 때문이다. 가니메데의 자전 주기는 7일 3시간이다.[39]

가니메데의 궤도는 목성의 적도에 대해 약간 기울어져 있으며, 이심률과 기울기는 태양과 다른 행성의 중력 섭동 때문에 주기적으로 변한다. 이러한 궤도 변화는 가니메데의 자전축 기울기(자전축과 궤도축 사이의 각도)를 0°에서 0.33° 사이에서 변화시킨다.[162]

3. 1. 궤도 공명

가니메데는 이오, 유로파와 궤도 공명을 일으킨다. 가니메데가 한 번 공전할 때마다 유로파는 두 번, 이오는 네 번 공전한다.[161][163] 이오가 근점에 있고 유로파가 원점에 있거나 유로파가 근점에 위치할 때 합 현상이 발생한다.[161] 이오-유로파와 유로파-가니메데의 합이 일어나는 경도는 같은 속도로 바뀌기 때문에 세 개의 위성이 동시에 합 현상이 일어나는 것은 불가능하고, 이러한 복잡한 공명을 라플라스 공명이라고 한다.[164]

현재 라플라스 공명의 상태는 가니메데 바깥쪽의 궤도에 대한 공명 현상을 만들 수 없다.[164] 0.0013의 값은 아마도 옛날에 공명이 가능했던 때에 만들어진 값일 것이다.[163] 갈릴레이 위성의 이심률에는 다소 수수께끼가 있다. 현재 공명이 일어나지 않는 부분으로 보아 가니메데에 있는 지하 구조는 오래전에 붕괴했어야 한다.[164] 이 사실은 마지막 이심률 변화가 몇 억 년 정도 전에 일어났음을 의미한다.[164] 가니메데의 이심률이 상대적으로 낮으므로 평균 0.0015가 나와야 하기 때문이다.[163] 따라서 이 위성의 조석 가열은 무시할 수 있는 수준이다.[164]

가니메데, 유로파, 이오의 라플라스 공명 (합이 색상 변화로 강조됨)


과거의 가니메데는 1 이상의 라플라스 공진 통과 수(예시: 가니메데가 1번 공전할 때 유로파는 2번 공전하므로 유로파의 값은 2)를 가졌을 수 있다.[165] 즉, 0.01~0.02의 큰 값으로 이심률을 밀어 올릴 수 있었다.[169][164] 이 상황은 아마 가니메데 내부의 심한 조석 가열을 유발했을 것이다. 아마도, 가니메데의 펼쳐진 모양의 지형은 이 조석 가열의 결과물일지 모른다.[169][164]

이오, 유로파, 가니메데의 라플라스 공명에 관한 두 가지 가설이 있다. 한 가지는 원시 태양계 시절부터 존재했다는 것이다.[166] 다른 하나는 태양계의 형성 후에 만들어졌다는 것이다. 후자의 시나리오에 관한 진행 순서는 다음과 같다. 이오는 목성과 조석 작용을 일으키고, 유로파와 2:1의 공명을 가지게 된 후 궤도를 계속 확장한다. 확장은 계속 이루어진다. 하지만 조금의 모멘트가 유로파로 전달되고, 이는 공진을 계속 유지하는 원인이 된다. 유로파와 가니메데가 2:1의 공진을 가지게 될 때까지 이 과정을 계속한다.[164] 결국, 세 위성 사이의 운동량은 라플라스 공명에 의한 동기화 때문에 같은 양을 유지한다.[164]

3. 2. 조석 고정

많은 위성처럼, 가니메데는 조석 고정되어 있어 한 면이 항상 목성을 바라본다.[160] 가니메데는 7일 3시간 주기로 목성 주변을 도는데, 이는 자전 주기와 같다.[39] 가니메데의 궤도는 목성의 적도에 대해서 약간 기울어져 있고, 이심률과 기울기는 변하는 준주기의 합력으로 인해 태양계 중력에 섭동을 일으킨다.[161] 이런 궤도 변화로 인해 자전축 기울기(자전축과 궤도축 사이의 각도)는 0에서 0.33°까지 변할 수 있다.[162]

4. 물리적 특성

가니메데는 평균 밀도가 1.936g/cm3이며, 얼음과 암석이 비슷한 비율로 구성되어 있다. 얼음의 질량 분율은 46~50% 사이로 추정된다. 암모니아와 같은 추가적인 휘발성 얼음도 존재할 수 있다.[167][168] 가니메데의 암석 성분은 L/LL형 일반 구립 운석과 유사하며, 적은 양의 철 핵과 산화철을 포함할 것으로 예상된다. 철과 규소의 질량비는 1.05~1.27로, 태양의 비율(1.8)보다 낮다.[167]

가니메데 표면의 반사율은 43% 정도이다.[170] 표면은 50~90% 비율의 물과 얼음으로 덮여 있으며,[169] 적외선 분광법으로 1.04, 1.25, 1.5, 2.0, 3.0 μm 파장에서 강한 흡수선이 발견되었다.[170] 갈릴레오 우주선과 지상 관측 결과, 이산화탄소, 이산화황, 시아노겐, 수산화 황산염, 다양한 유기 화합물이 존재할 것으로 추정된다.[169][172] 또한, 황산 마그네슘(MgSO4)과 황산 나트륨(Na2SO4)도 표면에 존재할 가능성이 있으며,[160][173] 이는 지하 바다에서 유래했을 수 있다.[173]

가니메데 표면은 순행 반구가 역행 반구보다 밝은 비대칭 구조를 보인다.[174][170] 역행 반구에는 이산화황이 풍부하고,[175][176] 이산화탄소는 극지방에서 발견되지 않으며, 충돌구에서 뭉쳐진 모습이 없어 칼리스토와 구별된다.[172][177]

가니메데는 완전히 분화된 구조를 가지며, 황화철과 철로 이루어진 핵, 규산염암석 맨틀, 얼음과 액체 물 외층으로 구성되어 있다. 내부 각 층의 두께는 규산염 성분 비율과 핵 속 황의 양에 따라 달라진다. 가니메데는 태양계 고체 천체 중 가장 낮은 규격화된 관성 모멘트(0.31)를 가지는데, 이는 많은 물과 완전히 분화된 내부 구조를 시사한다.

1970년대 NASA 과학자들은 얼음층 사이에 두꺼운 바다가 존재할 가능성을 제기했고, 1990년대 갈릴레오 탐사선이 이를 확인했다. 2014년 분석에 따르면 가니메데는 여러 층의 바다와 얼음 결정 상을 가질 수 있으며, 가장 아래 액체 물층은 암석 맨틀에 인접해 있을 수 있다. 물과 암석의 접촉은 생명의 기원에 중요할 수 있다.

2015년 3월, 허블 우주 망원경 관측을 통해 가니메데 표면 오로라의 움직임을 분석하여 내부 바다의 존재가 확인되었다. 큰 바다는 가니메데의 자기장에 영향을 미쳐 오로라에도 영향을 미친다. 독일 쾰른 대학교의 요아힘 자우어 팀은 자외선 관측을 통해 오로라 진동이 예상보다 작은 것을 발견했는데, 이는 염수와 같은 도전성 액체에 의한 이차 자기장 발생으로 설명된다. 연구팀은 가니메데 표층 150km 아래에 깊이 100km의 바다가 있으며, 지구 바다보다 많은 물을 포함하고 있다고 추정한다.

가니메데 중심부에는 액체 철과 니켈이 풍부한 핵이 존재하며, 이는 갈릴레오 탐사선이 감지한 가니메데 고유 자기장의 존재를 설명한다. 높은 전기전도도를 가진 액체 철의 대류는 자기장 생성의 가장 합리적인 모델이다. 핵의 밀도는 5.5~6 g/cm3, 규산염암석 맨틀의 밀도는 3.4~3.6 g/cm3이며, 핵의 반지름은 최대 500km이다. 가니메데 핵의 온도는 1500~1700K, 압력은 최대 10 GPa로 추정된다.

4. 1. 크기 및 질량

가니메데는 지름이 약 이고 질량이 인 태양계에서 가장 크고 질량이 큰 위성이다.[44] 토성의 위성인 타이탄보다 약간 더 무겁고 지구의 달보다 두 배 이상 무겁다. 지름이 인 수성보다 크지만, 수성 질량의 45%에 불과하다. 가니메데는 태양계에서 9번째로 큰 천체이지만 질량으로는 10번째이다.

4. 2. 구성 성분

가니메데는 평균 밀도가 1.936g/cm3로, 얼음과 암석이 비슷한 비율로 구성되어 있다.[169] 얼음의 질량 분율은 46~50% 사이로, 칼리스토보다 약간 낮다.[167] 암모니아 등 휘발성 얼음도 존재할 수 있다.[167][168]

가니메데의 암석 성분은 L/LL형 일반 구립 운석과 유사할 것으로 추정되며, 적은 양의 철 핵과 산화철을 포함한 H형 운석에 가까울 것으로 보인다. 철과 규소의 질량비는 1.05~1.27이며, 태양의 비율은 1.8이다.[167]

가니메데 표면의 반사율은 43% 정도이다.[170] 표면은 50~90% 비율의 얼음과 물로 덮여 있으며,[169] 적외선 분광법으로 1.04, 1.25, 1.5, 2.0, 3.0μm 파장에서 강한 흡수선이 발견되었다.[170]

갈릴레오 우주선과 지상 관측 결과, 이산화탄소, 이산화황, 시아노겐, 수산화 황산염, 다양한 유기 화합물이 존재할 것으로 추정된다.[169][172] 황산 마그네슘(MgSO4)과 황산 나트륨(Na2SO4)도 표면에 존재할 가능성이 있으며,[160][173] 이는 지하 바다에서 유래했을 수 있다.[173]

가니메데 표면은 순행 반구가 역행 반구보다 밝은 비대칭 구조를 보인다.[174][170] 역행 반구에는 이산화황이 풍부하고,[175][176] 이산화탄소는 극지방에서 발견되지 않으며, 충돌구에서 뭉쳐진 모습이 없어 칼리스토와 구별된다.[172][177]

4. 2. 1. 내부 구조

가니메데의 평균 밀도는 1.936g/cm3이며, 얼음과 암석이 비슷한 비율로 구성된 것으로 추정된다.[169] 얼음의 질량 분율은 46~50% 사이로, 칼리스토보다 약간 낮다.[167] 암모니아와 같은 휘발성 얼음도 존재할 수 있다.[167][168]



가니메데는 황화 철-철 핵과 규산 맨틀로 구성되어 완전히 분화된 구조를 가진 것으로 보인다.[169][178] 1970년대 NASA 과학자들은 가니메데에 두꺼운 바다가 존재할 것이라고 추측했고,[147][169][178][180] 1994년 갈릴레오 우주선이 이를 확인했다. 2014년 분석에 따르면 가니메데는 여러 층의 얼음과 바다로 이루어져 있으며, 암석 맨틀에 인접한 바다 층이 존재할 수 있다.[147][148][149] 물과 암석의 접촉은 생명 기원에 중요할 수 있다.[147]

가니메데는 액체 철 핵을 가지고 있어 자기장이 존재한다.[208] 핵의 밀도는 5.5–6 g/cm3, 규산염 맨틀의 밀도는 3.4–3.6 g/cm3이다.[167][178][179][208] 핵의 반지름은 최대 500 km이며,[208] 온도는 1500–1700 K(815–926 °C), 기압은 10 GPa 이상일 것이다.[178][208]

2015년 3월, 허블 우주 망원경을 이용한 오로라 관측으로 가니메데에 지하 바다가 존재한다는 것이 확인되었다.[73] 이 바다는 태양계에서 가장 클 수 있다.[77] 주노 탐사선은 가니메데 표면에서 수화된 염화나트륨, 염화암모늄, 탄산수소나트륨 등 다양한 염과 화합물을 발견했다.[78] 이는 가니메데 바다의 거주 가능성에 대한 추측을 증가시킨다.[72][79]

4. 3. 표면의 특징

가니메데의 표면은 평균 반사율이 약 43%이다.[170] 표면에는 50~90% 비율의 물 얼음이 덮여 있으며,[169] 적외선 분광법으로 1.04, 1.25, 1.5, 2.0, 3.0 μm 파장에서 강한 흡수선이 발견되었다.[170]

가니메데의 사진. 서경 45°를 기준으로 묘사했다. 상부 및 하부의 어두운 구역은 페린과 니콜슨 지역이다. 밝은 동심원 모양의 화구들 중 오른쪽 위의 화구는 트로스, 왼쪽 밑의 화구는 시스티이다.


가니메데 표면은 크게 두 가지 지형으로 나뉜다. 매우 오래되고 충돌구가 많은 어두운 지역과, 다소 젊지만 여전히 오래된 밝은 지역으로, 광범위한 고랑과 능선이 특징이다. 표면의 약 3분의 1을 차지하는 어두운 지형에는 점토와 유기물이 포함되어 있다.[182][238]

오래된 니콜슨 지역(어두운 부분)과 비교적 최근의 하르파지아 홈(밝은 부분) 사이의 선명한 경계.


가니메데와 유로파의 표면 지형 비교. 왼쪽이 가니메데이고 오른쪽이 유로파이다.


고랑 지형은 밝은 지역에서 주로 나타나며, 지각 변동에 의해 형성된 것으로 보인다. 가니메데 표면의 긴 줄무늬는 행성 과학에서 아직 풀리지 않은 문제 중 하나이다. 얼음화산 활동은 미미한 역할만 했을 것으로 추정되며,[169] 조석 가열과 불안정한 궤도 공명이 주요 원인으로 생각된다.[169][183]

갈릴레오 우주선과 지상 관측 자료에서는 이산화탄소, 이산화황, 시아노겐, 수산화 황산염, 다양한 유기 화합물, 황산 마그네슘(MgSO4), 황산 나트륨(Na2SO4) 등이 발견되었다.[169][172] 이러한 소금 광물은 지하 바다에서 발생했을 가능성이 있다.[173]

가니메데 표면은 비대칭적이다. 순행 반구가 역행 반구보다 밝다.[170] 이는 유로파와 비슷하지만, 칼리스토와는 반대이다.[170] 역행 반구는 이산화황이 풍부하며,[175][176] 이산화탄소는 극지방 근처에서 거의 발견되지 않는다.[172][177]

갈릴레오 지역은 가니메데의 대표적인 어두운 평원 지형으로, 과거 지질 활동의 흔적을 보여주는 동심원 모양의 고랑과 홈이 특징이다.[188]

4. 3. 1. 지형

가니메데의 표면은 오래되고 어두운 지역과 다소 젊고 밝은 지역이 섞여 있는 모습이다. 어두운 지역은 표면의 약 3분의 1을 차지하며,[182] 충돌구가 많고 매우 오래되었다. 밝은 지역은 도랑과 평지가 복잡하게 얽혀 있으며, 지각 변동에 의해 형성된 홈이 많다.[169]

어두운 지형에는 점토나 유기 물질이 발견될 가능성이 있으며,[238] 이는 가니메데를 구성하는 물질의 기원을 나타낼 수 있다. 가니메데 표면의 고랑 지형 형성은 행성 과학에서 아직 해결되지 않은 문제 중 하나이다.[169] 얼음화산은 작은 역할을 했을 것으로 추정되지만,[169] 주로 조석 가열과 같은 지각 활동이 주요 원인으로 여겨진다.[169] 과거 가니메데가 불안정한 궤도 공명을 겪으면서 발생한 조석 가열이 얼음을 변형시키고 암석권에 변형을 일으켜 균열과 단층을 만들었을 수 있다.[169][183] 또한, 초기 핵 형성과 관련된 조석 가열, 상전이, 열팽창 등이 가니메데의 팽창을 유발하고 고랑 지형을 형성했을 수 있다는 가설도 있다.[169]

충돌구는 두 지형 모두에서 발견되지만, 어두운 지역에서 훨씬 더 흔하게 나타난다.[169] 충돌구 밀도로 추정한 어두운 지형의 나이는 약 40억 년으로, 달의 고지대와 비슷하다.[186] 고랑 지형은 이보다 젊지만, 정확한 나이는 불확실하다.[186] 가니메데는 달과 마찬가지로 35억~40억 년 전에 운석 폭풍을 겪었을 것으로 추정된다.[186] 가니메데의 충돌구는 달이나 수성의 충돌구보다 평평한데, 이는 약한 얼음 지각이 충돌구를 완만하게 만들기 때문이다.[146]

가니메데의 표면 반사율은 약 43%이며,[170] 표면에 50~90%의 물 얼음이 분포한다.[169] 적외선 분광학 관측 결과, 1.04, 1.25, 1.5, 2.0, 3.0 μm 파장에서 강한 물 얼음 흡수선이 발견되었다.[170] 고랑 지형은 어두운 지형보다 밝고 얼음이 더 풍부하다.[171] 자외선 및 근적외선 스펙트럼 분석 결과, 이산화탄소, 이산화황, 시아노겐, 수산화 황산염, 다양한 유기 화합물 등이 발견되었다.[169][172] 또한, 황산 마그네슘과 황산 나트륨도 존재할 가능성이 있으며, 이는 지하 바다에서 유래했을 수 있다.[173]

가니메데 표면은 비대칭적인 특징을 보인다. 순행 반구가 역행 반구보다 밝은데,[170] 이는 유로파와 유사하지만 칼리스토와는 반대이다.[170] 역행 반구는 이산화황이 풍부하고,[175][176] 이산화탄소는 극지방 근처에서 거의 발견되지 않는다.[172][177]

갈릴레오 지역은 가니메데의 대표적인 어두운 평원 지형으로, 과거 지질 활동의 흔적을 보여주는 동심원 모양의 고랑과 홈이 특징이다.[188] 또한, 가니메데에는 얼음으로 구성된 극관이 존재하며, 위도 40°까지 뻗어 있다.[160]

아나트 크레이터는 가니메데 경도의 기준점으로, 경도 128°에 위치한다.[65]

4. 3. 2. 충돌구

가니메데 표면의 충돌구 지형은 크게 두 가지로 나뉜다. 어두운 지역은 충돌구가 매우 많아 포화 상태로 보일 정도이며, 밝은 지역은 충돌구가 적게 보인다.[169] 충돌구 밀도로 추정한 나이는 어두운 지역이 40억 년 정도로, 달의 고지와 비슷하다. 홈이 파인 지형은 이보다 조금 젊지만, 정확한 나이는 불확실하다.[186] 가니메데는 35~40억 년 전 달과 비슷한 시기에 '운석 폭풍'을 겪은 것으로 추정된다. 이 시기 이후 충돌구 생성 빈도는 줄어들었다.[146]

가니메데의 고랑 지형에 있는 굴라와 아켈로스 충돌구(하단). 분출물 "받침대"와 성벽을 볼 수 있다.


충돌구는 새로운 지형에 덮이거나 협곡에 의해 갈라지기도 하며, 비교적 젊은 충돌구는 분출물 선을 동반하기도 한다.[146][187] 가니메데의 충돌구는 달이나 수성의 충돌구보다 평탄한데, 이는 약한 얼음 지각이 흐르면서 충돌구를 메우기 때문이다. 이렇게 사라진 고대 충돌구는 팰름시스트라는 유령 형태로만 남기도 한다.[146]


4. 3. 3. 극관

가니메데에는 극관이 존재하며, 얼음으로 구성된 것으로 추정된다. 이 얼음의 서리는 위도 40°까지 이른다.[160] 극관은 보이저 탐사선이 처음으로 관측했다. 극관 형성에 대한 이론에는 고온의 플라스마로 인해 얼음에 가해지는 압력과 물의 이동이 포함된다. 갈릴레오호의 자료는 가니메데의 자기장 때문에 보호가 잘 되지 않는 극 지방에 입자가 더 강한 충격을 가한다는 사실을 발견했다. 이 충격은 물 분자의 재결합을 일으키고, 이 때문에 물의 서리가 극 지방으로 이동하게 된다.[189]

5. 대기권과 전리층

1972년, 인도와 영국의 천문학자들은 엄폐 현상 중 가니메데에 옅은 대기가 있다고 주장했다.[190] 이들은 기압을 0.1 Pa로 추정했지만,[190] 1979년 보이저 1호가 센타우루스자리 카파의 엄폐를 관측했을 때는 다른 결과가 나왔다.[191] 보이저 1호의 관측에서는 대기가 발견되지 않았으며, 표면 위쪽 입자 밀도는 1.5×109cm−3, 압력은 2.5 µPa 미만으로 측정되었다.[191]

1995년 허블 우주 망원경은 가니메데에 희박한 산소 대기(외기권)가 유로파와 유사하게 존재한다는 증거를 발견했다.[193][192] 산소의 표면 밀도는 1.2×108–7×108cm−3, 대기압은 0.2–1.2 µPa로 추정된다.[193][194] 가니메데의 대기광은 유로파와 달리 균일하지 않고, 북반구와 남반구 위도 ± 50° 쪽에 밝은 반점이 관찰되었는데,[205] 이는 극광으로 추정된다.[195]

가니메데의 온도 지도(색 반전)


중성 대기의 존재는 전리층이 존재해야 함을 의미하며, 이는 산소 분자가 전자와 충돌하거나 태양의 극자외선(EUV)에 의해 생성되는 것으로 추정된다.[206][196] 그러나 갈릴레오 호의 측정에서 일부는 전리층의 존재를 시사하는 증거를 발견했지만, 다른 측정에서는 발견되지 않아 논란이 되고 있다.[196] 표면 근처의 전자의 밀도는 400–2,500 cm−3으로 균일하지 않은 것으로 추정된다.[196]

1996년 가니메데의 얼음 스펙트럼에서 오존(O3)이 검출되었고,[197] 1997년에는 산소 분자 이합체가 검출되었다.[198] 유로파와 달리 가니메데 대기에서는 나트륨이 발견되지 않았다.[200] 가니메데 대기의 또 다른 구성 성분은 수소 원자이다.[201]

5. 1. 희박한 산소 대기

1972년 인도와 영국의 천문학자들은 엄폐 현상 중 가니메데의 옅은 대기를 발견했다고 주장했지만,[190] 1979년 보이저 1호의 관측 결과는 달랐다.[191] 보이저 1호는 대기가 없음을 확인했고, 이는 1972년의 추정치보다 훨씬 낮은 값이었다.[191]

1995년 허블 우주 망원경은 유로파와 유사한 가니메데의 희박한 산소 대기(외기권)를 발견했다.[193][192] 허블 우주 망원경은 산소 분자가 전자 충격에 의해 분열될 때 발생하는 산소 원자 대기광을 관측하여 대기 존재를 확인했다.[193] 산소의 표면 밀도는 0.2–1.2 µPa의 대기압에 해당할 것으로 추정된다.[193][194] 이 산소는 방사능에 의해 얼음이 수소와 산소로 분리될 때 발생하는 것으로 추정된다.[192]

가니메데의 대기광은 유로파와 달리 균일하지 않고, 북반구와 남반구 위도 ± 50° 쪽에 밝은 반점이 관찰되었다.[205] 이 밝은 점은 극광으로 추정되며, 자기장 중 열려 있는 부분을 따라 플라스마가 들어오면서 발생한 것으로 보인다.[195]

중성 대기의 존재는 전리층의 존재를 시사하며, 산소 분자가 전자와 충돌하여 생성되는 것으로 추정된다.[206] 그러나 전리층 존재 여부는 논란이 있다.[196]

1996년에는 가니메데의 얼음 스펙트럼에서 오존(O3)이 검출되었고,[197] 1997년에는 산소 분자 이합체가 검출되었다.[198] 이는 산소가 얼음 속에 갇혀 있음을 시사한다.[198]

유로파와 달리 가니메데 대기에서는 나트륨이 발견되지 않았다.[200] 가니메데 대기의 또 다른 구성 성분은 수소 원자이다.[201]

5. 2. 전리층

가니메데에 전리층이 존재한다는 것은 중성 대기가 존재함을 통해 추론할 수 있다. 산소 분자는 자기권에서 오는 고에너지 전자와 충돌하거나,[86] 태양의 극자외선(EUV) 방사에 의해 전리되기 때문이다.[24]

하지만, 가니메데의 전리층 존재 여부는 여전히 논란의 대상이다. 갈릴레오 탐사선의 일부 측정 결과는 가니메데 근처에서 전자 밀도가 높아지는 것을 보여주어 전리층의 존재를 시사했지만, 다른 측정에서는 전리층을 감지하지 못했다. 표면 근처의 전자 밀도는 400~2,500 cm−3 정도로 추정되지만, 2008년까지도 가니메데 전리층의 매개 변수는 명확하게 밝혀지지 않았다. 이는 앞으로의 탐사를 통해 더 자세히 밝혀져야 할 부분이다.

6. 자기장

갈릴레오 탐사선은 1995년부터 2000년까지 가니메데를 근접 비행하면서 가니메데가 목성의 자기장과 독립적인 고유 자기 모멘트를 가지고 있다는 사실을 발견했다. 이 자기 모멘트는 수성보다 세 배나 더 크다. 자기 쌍극자는 가니메데의 자전축에 대해 176° 기울어져 있어 목성의 자기 모멘트와 반대 방향을 향한다.[202][203]

가니메데는 고유 자기 모멘트 외에 유도 쌍극자 자기장도 가지고 있다. 이는 가니메데 근처 목성 자기장의 변화와 관련 있으며, 세기는 고유 자기장보다 약하다. 가니메데의 유도 자기장은 칼리스토나 유로파와 유사하며, 이는 가니메데에도 높은 전기 전도율을 가진 지하 바다가 존재함을 시사한다.[202]

가니메데의 고유 자기장은 금속 핵에서 도전성 물질의 이동으로 생성되는 것으로 추정되며, 이는 지구 자기장 생성 메커니즘과 유사하다. 자기장은 다이나모나 자기 대류에 의해 생성되는 것으로 보인다.[202][208][209]

철 핵이 존재함에도 불구하고, 가니메데의 자기장은 비슷한 크기의 위성에 비해 약해서 수수께끼로 남아 있다.[169] 그 원인에 대해서는 핵이 너무 작아 충분히 냉각되어 자기장을 유지할 수 없다는 가설, 과거 궤도 공명으로 인해 자기장이 유지될 수 있었다는 가설, 맨틀의 규산염 암석 잔류 자기화에 의한 것이라는 가설 등이 존재한다.

6. 1. 고유 자기장

갈릴레오 탐사선은 1995년부터 2000년까지 가니메데에 여섯 차례 근접 통과하면서(G1, G2, G7, G8, G28, G29) 가니메데가 목성의 자기장과 독립적인 고유 자기 모멘트를 가지고 있음을 발견했다.[203] 이 자기 모멘트의 값은 1.3×1013 T·m3이며,[202] 수성보다 세 배 더 크다. 자기 쌍극자는 가니메데의 자전축에 대해 176° 기울어져 있어 목성의 자기 모멘트와 반대 방향을 향한다.[202] 북극은 궤도면 아래에 있다. 이 고유 자기 모멘트에 의해 생성된 쌍극자 자기장의 세기는 가니메데 적도에서 719nT이며,[202] 가니메데 거리에서 목성의 자기장 세기(약 120nT)와 비교된다.[203] 가니메데의 적도 자기장은 목성의 자기장과 반대 방향이므로 자기 재결합이 일어날 수 있다. 극지방에서의 고유 자기장 세기는 적도의 두 배인 1440nT이다.[202]

고유 자기 모멘트는 가니메데 주변 공간에 작은 자기권을 형성한다. 이는 목성의 자기권 안에 포함되며, 자기권을 가진 것으로 알려진 태양계 유일의 위성이다.[203] 자기권의 직경은 가니메데 지름의 4~5배이다.[204] 가니메데 자기권에는 위도 30° 이하 영역에 닫힌 자기력선이 있으며, 하전 입자(전자와 이온)가 갇혀 일종의 방사선대를 형성한다.[204] 자기권 내 주요 이온은 단일 이온화된 산소(O+)이며,[196] 이는 가니메데의 희박한 산소 대기와 일치한다. 30° 이상의 고위도 극관 영역에서는 자기력선이 열려 있어 가니메데를 목성의 전리층과 연결한다.[204] 이 영역에서는 수십~수백 킬로전자볼트의 전자와 이온이 검출되었으며,[206] 이는 가니메데 극지방에서 관측되는 오로라를 유발할 수 있다.[205] 또한, 무거운 이온은 가니메데 극 표면에 지속적으로 침전되어 스퍼터링을 일으키고 얼음을 어둡게 한다.[206]

가니메데 자기권과 목성 플라스마의 상호작용은 태양풍과 지구 자기권의 상호작용과 유사하다.[204][207] 목성과 함께 자전하는 플라스마는 가니메데 자기권의 후행 반구에 충돌하는데, 이는 태양풍이 지구 자기권에 충돌하는 모습과 비슷하다. 주요 차이점은 플라스마 흐름의 속도로, 지구는 초음속인 반면 가니메데는 아음속이다. 아음속 흐름 때문에 가니메데 후미 반구에는 뱃머리 충격파가 없다.[207]

가니메데는 고유 자기 모멘트 외에 유도 쌍극자 자기장도 가지고 있다.[202] 이는 가니메데 근처 목성 자기장의 변화와 관련이 있다. 유도 모멘트는 목성 방향 또는 반대 방향으로 향한다. 유도 자기 모멘트는 고유 자기 모멘트보다 약하다. 자기 적도에서 유도 자기장의 세기는 60nT로, 주변 목성 자기장의 절반 정도이다.[202] 가니메데의 유도 자기장은 칼리스토나 유로파와 유사하며, 이는 가니메데에도 높은 전기 전도율을 가진 지하 바다가 있음을 시사한다.[202]

가니메데가 완전히 분화된 금속 핵을 가지고 있다는 점을 고려하면,[169][208] 고유 자기장은 지구와 유사하게 내부에서 전도성 물질이 이동하면서 생성될 것이다.[202][208] 가니메데 주변에서 감지되는 자기장은 핵의 조성 대류에 의해 발생할 가능성이 높으며,[208] 다이나모 작용 또는 자기 대류로 형성되는 것으로 추측된다.[202][209]

철 핵이 존재함에도 불구하고, 가니메데의 자기장은 비슷한 크기의 위성에 비해 약해서 수수께끼로 남아 있다.[169] 일부 연구에서는 작은 핵이 충분히 냉각되어 유체 운동과 자기장이 지속되지 않을 것이라는 가설을 제시한다. 궤도 공명이 표면을 파괴하는 동시에 자기장을 유지시켰다는 설명도 있다. 가니메데의 궤도 이심률 증가와 조석 가열이 공명을 일으켜 맨틀이 냉각되고 핵이 절연 상태가 되었다는 것이다.[210] 또 다른 설명으로는 맨틀에 남은 규산염 암석의 자화가 과거에 더 강한 자기장을 방해한다는 것이다.[169]

6. 2. 자기권

갈릴레오 탐사선은 1995년부터 2000년까지 가니메데에 여섯 차례 근접 비행하면서 가니메데가 목성의 자기장과 독립적인 고유 자기 모멘트를 가지고 있음을 발견했다. 이 자기 모멘트는 수성보다 세 배나 더 크다. 자기 쌍극자는 가니메데의 자전축과 176° 기울어져 있어 목성의 자기 모멘트와 반대 방향을 향한다. 이로 인해 생성된 쌍극자 자기장의 세기는 가니메데 적도에서 719 ± 2 nT이며, 이는 가니메데 거리에서 목성 자기장 세기(약 120 nT)보다 훨씬 강하다. 극지방에서는 자기장 세기가 적도의 두 배인 1440 nT에 달한다.[202][203]

이러한 고유 자기 모멘트 덕분에 가니메데는 목성의 자기권 안에 자신만의 작은 자기권을 형성한다. 이는 태양계 위성 중 유일한 사례이다. 자기권의 지름은 가니메데 지름의 4~5배에 달하며, 위도 30° 이하 영역에는 하전 입자 (전자와 이온)가 갇혀 방사선대를 형성한다. 자기권 내 주요 이온은 1차 이온화된 산소(O+)이며, 이는 가니메데의 희박한 산소 대기와 관련이 있다. 위도 30° 이상의 극 지역에서는 자력선이 열려 있어 가니메데를 목성의 자기권과 연결하며, 이 영역에서 수십~수백 keV의 전자와 이온이 검출되어 오로라를 발생시킨다. 또한, 무거운 이온들이 극 지역에 지속적으로 쏟아져 얼음의 스퍼터링과 암흑화를 유발한다.[204][206][205][196]

가니메데 자기권과 목성 플라스마의 상호작용은 태양풍과 지구 자기권의 상호작용과 유사하다. 목성과 함께 자전하는 플라스마는 가니메데 자기권의 후행 반구에 영향을 주지만, 플라스마 속도가 아음속이기 때문에 지구와 달리 뱃머리 충격파는 형성되지 않는다.[204][207]

가니메데는 고유 자기 모멘트 외에 유도된 쌍극자 자기장도 가지고 있다. 이는 가니메데 주변 목성 자기장의 변동과 관련 있으며, 세기는 고유 자기장보다 약하다. 자기 적도에서 유도 자기장의 세기는 약 60 nT로, 주변 목성 자기장의 절반 정도이다. 이러한 유도 자기장은 칼리스토나 에우로파와 유사하며, 가니메데에도 높은 전기 전도율을 가진 지하 바다가 존재함을 시사한다.[202]

가니메데의 고유 자기장은 금속 핵에서 도전성 물질의 이동으로 생성되는 것으로 추정되며, 이는 지구 자기장 생성 메커니즘과 유사하다. 자기장은 다이나모나 자기 대류에 의해 생성되는 것으로 보인다.[202][208][209]

철 핵이 존재함에도 불구하고, 가니메데의 자기권은 여전히 풀리지 않은 수수께끼이다. 일부 연구에서는 핵이 너무 작아 충분히 냉각되어 자기장을 유지할 수 없다는 가설을 제시하기도 한다. 다른 가설로는 과거 궤도 공명으로 인해 자기장이 유지될 수 있었다는 설명과, 맨틀의 규산염 암석 잔류 자기화에 의한 것이라는 설명이 있다.[169][210]

7. 기원과 진화

가니메데는 목성 형성 후 목성 주변을 둘러싼 가스와 먼지로 이루어진 하위 강착 원반에서 강착을 통해 형성되었을 것으로 추정된다.[98] 가니메데가 형성되는 데에는 약 1만 년 정도의 시간이 걸렸을 것으로 보이는데,[99] 이는 칼리스토가 형성되는 데 걸린 시간(약 10만 년)보다 훨씬 짧다. 과학자들은 갈릴레이 위성들이 형성될 당시 목성의 하위 강착 원반이 상대적으로 "가스가 부족한" 상태였을 수 있다고 추정하며, 이는 칼리스토가 긴 시간 동안 천천히 형성될 수 있었던 이유를 설명해 준다.[98] 반면, 가니메데는 목성에 더 가까이 위치하여 밀도가 더 높은 하위 강착 원반에서 형성되었기 때문에 더 빠르게 형성될 수 있었다.[99]

상대적으로 빠른 속도로 형성된 가니메데는 강착 과정에서 발생한 열이 빠져나가지 못하고 내부에 갇히게 되었다. 이 열은 얼음을 녹이고 암석과 얼음을 분리하는 행성 분화를 일으켰다. 무거운 암석은 중심부로 가라앉아 핵을 형성하게 되었다.[68] 이러한 점에서 가니메데는 칼리스토와는 다른 과정을 거쳤다. 칼리스토는 느리게 형성되면서 강착열을 잃었기 때문에 초기에 얼음이 녹거나 암석과 분리되지 못했다.[100] 이러한 차이점은 비슷한 질량과 구성을 가진 두 위성이 매우 다르게 보이는 이유를 설명해준다.[71][100] 가니메데의 내부 가열에 대해서는 조석 변형[101]이나 후기 대폭격 동안의 강력한 충돌[102][103][104][105]에 의한 것이라는 다른 이론들도 존재한다.

형성 이후, 가니메데의 핵은 강착과 분화 과정에서 축적된 열을 대부분 보존하여, 마치 '열 저장 건전지'처럼 천천히 얼음 맨틀로 열을 방출했다.[100] 맨틀은 대류 현상을 통해 이 열을 표면으로 전달했다.[71] 또한, 암석 내부에 포함된 방사성 원소가 붕괴하면서 핵을 더 가열했고, 이는 내부 분화를 더욱 촉진시켰다. 그 결과, 가니메데 내부에는 철-황화철 핵과 규산염 맨틀이 형성되었다.[80][100] 이로써 가니메데는 완전히 분화된 천체가 되었다.[68]

이와 대조적으로, 분화되지 않은 칼리스토의 경우 방사성 가열이 얼음 내부에서 대류를 일으켰지만, 이는 칼리스토를 효과적으로 냉각시켜 대규모 얼음 용융과 빠른 분화를 막았다.[106] 칼리스토 내부의 대류 운동은 암석과 얼음의 부분적인 분리만을 일으켰을 뿐이다.[106]

오늘날 가니메데는 천천히 냉각되고 있다.[80] 핵과 규산염 맨틀에서 방출되는 열은 지하 바다의 존재를 가능하게 하며,[107] 액체 상태의 철-황화철 핵이 천천히 냉각되면서 대류를 일으켜 자기장을 생성하는 데 기여한다.[80] 현재 가니메데에서 방출되는 열속은 칼리스토에서 방출되는 열속보다 높을 것으로 추정된다.[100]

최근 연구에 따르면, 가니메데는 약 40억 년 전 거대한 소행성과 충돌하여 위성의 축이 이동했을 가능성이 있다고 한다.[108]

7. 1. 행성 형성

가니메데는 목성 준성운 형성 이후 목성 주변의 가스와 먼지 덩어리에서 강착으로 형성된 것으로 추정된다.[211] 가니메데의 강착은 칼리스토보다 훨씬 짧은 1만 년 정도로 추측된다.[212] 목성 준성운은 갈릴레이 위성이 형성될 때 상대적으로 "기체가 적은 상태"였을 수 있는데, 이는 칼리스토의 강착 시간이 10만 년으로 유독 긴 이유를 설명한다.[211] 반면, 가니메데는 준성운의 밀도가 짙은 목성 근처에서 형성되어 상대적으로 짧은 시간 안에 형성되었다.[212]

이처럼 상대적으로 빠른 형성은 강착열의 방출을 막아 얼음이 녹고 얼음과 암석이 분화되는 행성 분화 과정으로 이어졌을 것이다. 이로 인해 암석은 중앙 부분으로 모여 핵이 되었다. 반면 가니메데는 형성 속도가 매우 느려 강착열을 잃었고, 결국 얼음이 녹지 못해 칼리스토와는 다른 과정을 겪었다.[213] 이는 두 위성이 비슷한 질량과 구성을 가졌음에도 겉모습이 매우 다른 이유를 설명한다.[180][213]

이론 외 다른 설명으로는 조력 굴곡에 의한 가니메데의 초기 가열[214], 또는 후기 운석 대충돌기 동안 여러 충돌체의 충격[215][216][217] 등이 있다.

7. 2. 내부 가열

가니메데는 목성 준성운 형성 이후 목성 주변의 가스와 먼지 덩어리에서 강착으로 형성된 것으로 추정된다.[211] 가니메데의 강착은 1만 년 정도로 추측되며,[212] 이는 칼리스토보다 짧은 시간이다. 목성 준성운은 갈릴레이 위성이 형성되면서 상대적으로 "기체가 적은 상태"였을 수도 있는데, 이는 칼리스토의 긴 강착 시간을 설명해준다.[211] 반면 가니메데는 준성운의 밀도가 짙은 목성 근처에서 형성되어 상대적으로 짧은 시간에 형성되었다.[212]

이러한 빠른 형성은 열 손실을 막아 얼음이 녹고 암석과 분리되는 행성 분화 과정을 유발했다. 암석은 중앙으로 모여 핵을 형성했다. 가니메데는 느린 형성으로 열 손실이 커 초기 용융 및 분화에 실패한 칼리스토와는 다르다.[213] 이는 두 위성이 비슷한 질량과 구성을 가짐에도 다른 이유를 설명한다.[180][213] 다른 이론으로는 조력 굴곡에 의한 가니메데의 기초적 가열[214] 또는 후기 운석 대충돌기 동안 충돌체로 인한 강한 충격을 원인으로 설명한다.[215][216][217]

형성 이후 가니메데의 핵은 형성 과정의 열을 유지하여 얼음 맨틀에 천천히 전달했고,[213] 맨틀은 대류로 열을 표면으로 전달했다.[180] 암석 내 방사성 원소 붕괴는 핵을 더 가열해 철과 황화 철 핵, 규산염 맨틀을 만들었다.[208][213] 가니메데는 완전히 분화된 구조로 변했다. 미분화 칼리스토의 방사성 가열은 내부 얼음 대류를 일으켜 냉각, 얼음 융해 및 행성 분화를 막았다.[218] 칼리스토의 대류는 암석과 얼음 일부만 분리했다.[218]

오늘날 가니메데는 천천히 냉각 중이다.[208] 핵의 열 방출은 지하 규산염 맨틀 형태 바다를 만들고,[168] 철, 황화 철 핵 냉각은 대류로 자기장을 형성한다.[208] 가니메데의 열 유속은 칼리스토보다 높다.[213]

2020년 연구에 따르면, 가니메데는 약 40억 년 전 거대 소행성 충돌로 축이 이동했을 가능성이 있다.[108]

8. 가니메데 좌표계

아나트 충돌구는 가니메데의 좌표 체계를 정하기 위한 기준점 역할을 한다. 좌표 정의에 따르면 아나트는 경도 128°에 있다.[219]

9. 탐사

여러 탐사선이 목성을 지나가거나 궤도에 진입하여 가니메데를 자세히 살펴보았다. 1970년대에 파이어니어 10호와 파이어니어 11호가 네 번 근접 통과했고, 1990년대와 2000년대에는 보이저 1호, 보이저 2호, 갈릴레오 호, 뉴 허라이즌스 탐사선 등이 여러 번 근접 통과했다.

1973년 파이어니어 10호와 1974년 파이어니어 11호는 가니메데 표면에서 400km 정도 떨어진 곳에 대한 구체적인 물리적 정보를 지구로 보냈다.[220][221][222] 파이어니어 호의 가니메데 최근접 거리는 446250km이다.[223]

1979년 보이저 1호와 보이저 2호는 가니메데의 크기를 더 정확하게 측정하여 토성의 위성 타이탄보다 크다는 것을 알아냈고,[224] 파인 지형도 관측했다.[225]

1995년 갈릴레오 호는 1996년부터 2000년까지 가니메데에 여섯 번 근접 통과(G1, G2, G7, G8, G28, G29)하며,[160][202] G2 근접 통과 때 가니메데 표면에서 264km 떨어진 곳을 지나갔다.[202] 1996년 G1 근접 통과 때 가니메데의 자기장이 발견되었고,[226] 2001년에는 바다가 발견되었다는 발표가 있었다.[202][160] 갈릴레오 우주선은 여러 스펙트럼을 전송하여 가니메데 표면에 물이 있다는 것을 확인했다.[172]

뉴 허라이즌스 탐사선은 명왕성으로 가는 속력을 얻기 위해 목성을 근접 통과하면서 가니메데의 지형 지도를 만들었다.[227][228]

2021년 6월 8일 주노 탐사선이 1038km 이내로 접근하여 근접 비행 탐사를 실시했다.[144]

유로파 목성 시스템 임무(EJSM)는 NASA와 ESA의 공동 임무로 2020년 발사가 계획되었으나, ESA가 주도하는 부분이 JUICE라는 이름으로 독립되어 2012년 5월 2일 ESA의 Cosmic Vision 과학 프로그램에서 채택되었고, 아리안 5 로켓을 이용한 발사 계획을 확보하게 되었다.

러시아 우주과학연구소는 우주생물학을 중심으로 한 "가니메데 착륙선" 임무 평가를 수행하고 있으며, 이 착륙선은 JUICE와의 제휴 임무가 될 것으로 예상된다. 만약 이 계획이 채택되면 2024년 발사가 예정되어 있지만, JUICE에 맞춰 수정될 가능성이 있다.

2010년 미국 Planetary Science Decadal Survey에서 주노 탐사선을 기반으로 한 가니메데 궤도선이 제안되었다.

이 외에도 계획되었지만 중단된 임무로 목성 얼음 위성 궤도선(JIMO)이 있는데, 탐사선의 동력원으로 소형 원자로를 탑재하고, 추진에는 이온 엔진을 사용할 예정이었다. 그러나 2005년 예산 삭감으로 계획은 중단되었다.

9. 1. 완료된 탐사

1973년 파이어니어 10호가 촬영한 가니메데


보이저 1호 탐사선이 촬영한 가니메데


여러 탐사선이 목성을 지나가거나 궤도를 돌면서 가니메데를 근접 관측했다. 1970년대에 네 번의 근접 비행이 있었고, 1990년대와 2000년대에 걸쳐 여러 탐사선이 가니메데를 가까이 통과했다.

1973년 파이어니어 10호와 1974년 파이어니어 11호가 가니메데에 접근하여 위성에 대한 정보를 지구로 전송했다.[220][221] 이 관측으로 가니메데의 물리적 특성을 더 명확하게 측정하고, 표면에서 약 400km 떨어진 지형까지 분해할 수 있었다.[222] 파이어니어 10호가 가니메데에 가장 가까이 접근한 거리는 446,250km였다.[223]

1979년에는 보이저 1호와 보이저 2호가 가니메데를 통과했다. 이 관측으로 가니메데의 정확한 크기가 측정되었는데, 그때까지 더 크다고 생각되었던 토성의 위성 타이탄보다 가니메데가 더 크다는 것이 밝혀졌다.[224] 또한, 고랑이 많은 지형도 발견되었다.[225]

1995년 갈릴레오 탐사선은 목성 궤도에 진입하여 1996년부터 2000년까지 가니메데에 여섯 번 근접 비행하며 관측했다.[160] 이 근접 비행들은 G1, G2, G7, G8, G28, G29로 불린다.[202] G2 근접 비행 때 가니메데 표면에서 264km 거리까지 접근했다.[202] 1996년 G1 근접 비행에서는 가니메데의 자기장이 발견되었고,[226] 2001년에는 지하 바다의 발견이 발표되었다.[202][160] 갈릴레오 탐사선은 다양한 분광 영상을 전송하여 가니메데 표면에 얼음 외에 다른 물질이 있다는 것을 발견했다.[172]

가장 최근에는 뉴 허라이즌스 탐사선이 가니메데를 근접 관측했는데, 2007년 명왕성으로 가는 도중 목성을 지나가면서 가니메데의 지형과 구성을 매핑했다.[227][228]

9. 1. 1. 주노 탐사선

주노 탐사선은 2021년 6월 8일에 가니메데에 1038km 거리까지 근접 비행 탐사를 실시했다.[144] 이 탐사를 통해 가니메데 표면의 상세한 이미지를 얻었으며, 주노 탐사선의 궤도 주기를 53일에서 43일로 줄이는 데 필요한 중력 도움(gravity assist)을 받았다.[109] 2019년 12월 25일에는 97680km에서 109439km 사이의 거리에서 가니메데의 극지방 이미지를 촬영했다.[119][120]

9. 2. 향후 탐사 계획



파이어니어 10호는 1973년, 파이어니어 11호는 1974년에 가니메데를 지나가면서 위성에 대한 정보를 지구로 보냈다.[220][221] 이 때 표면에서 400km 정도의 거리에 대한 더 구체적인 물리적 정보를 얻을 수 있었다.[222] 파이어니어 호가 가니메데에 가장 가까이 접근한 거리는 446250km이다.[223]

보이저 1호와 보이저 2호는 1979년에 목성을 지나치면서 가니메데를 관찰했다. 탐사선은 위성의 크기를 더 정확하게 측정했고, 이 위성의 크기가 토성의 위성 타이탄보다 더 크다는 것을 밝혔다.[224] 관측 도중 파인 지형도 확인했다.[225]

1995년, 갈릴레오 호는 목성 궤도에 진입한 후 1996년부터 2000년까지 가니메데에서 여섯 번의 근접통과(G1, G2, G7, G8, G28, G29)를 실시했다.[160][202] 가장 가까웠던 G2 근접통과 때 갈릴레오는 가니메데 표면에서 264km 떨어진 곳을 지나갔다.[202] 1996년 G1 근접통과 때 가니메데의 자기장이 발견되었고,[226] 2001년에는 바다의 발견이 발표되었다.[202][160] 갈릴레오 우주선은 여러 가지 스펙트럼 영상을 전송하여 가니메데 표면에 물이 존재함을 확인했다.[172]

뉴 허라이즌스 탐사선은 명왕성으로 가는 속력을 얻기 위해 목성을 근접 통과하면서 가니메데의 지형 지도를 만들었다.[227][228]

목성 얼음 위성 탐사선이 가니메데 궤도에 진입한 모습의 상상도


2023년 4월 14일에 발사된 유럽 우주국(ESA)의 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)은 2031년 가니메데에 대한 첫 번째 근접비행을 수행하고, 2032년에 가니메데 궤도에 진입할 계획이다. 탐사선의 추진제가 소진되면 JUICE는 2034년 2월에 궤도를 이탈하여 가니메데에 충돌할 예정이다.[122][123] JUICE는 가니메데를 공전하는 최초의 탐사선이 될 것이다.

2024년 10월에 발사된 NASA의 유로파 클리퍼는 2030년부터 가니메데에 대한 4회의 근접비행을 실시할 예정이다.[124] 임무 종료 시 가니메데에 충돌하여 JUICE가 가니메데 표면의 지구화학 연구를 지원할 가능성도 있다.[125][126]

유로파 목성 시스템 임무(EJSM)는 NASA와 ESA의 공동 임무로 2020년 발사가 계획되었던 탐사 임무였으나, 2012년 5월 2일 ESA가 주도하는 부분이 JUICE라는 이름으로 독립되어 ESA의 Cosmic Vision 과학 프로그램에서 채택되었고, 아리안 5 로켓을 이용한 발사 계획을 확보하게 되었다.

러시아 우주과학연구소는 현재, 우주생물학을 중심으로 한 "가니메데 착륙선" 임무 평가를 수행하고 있다. 가니메데 착륙선은 JUICE와의 제휴 임무가 될 것으로 여겨진다. 만약 이 계획이 채택된다면 2024년 발사가 예정되어 있지만, 이 일정은 JUICE에 맞춰 수정될 가능성이 있다.

주노 탐사선을 기반으로 한 가니메데 궤도선이 미국 Planetary Science Decadal Survey에서 2010년에 제안되었다.

그 외에, 계획되었지만 중단된 임무로 목성 얼음 위성 궤도선(JIMO)이 있다. 이 계획에서는 탐사선의 동력원으로 소형 원자로를 탑재하고, 추진에는 이온 엔진을 사용할 예정이었다. 그러나 2005년 예산 삭감으로 계획은 중단되었다.

9. 3. 취소된 탐사 계획

목성 얼음 위성 궤도선(JIMO)은 핵분열을 이용하고 이온 엔진으로 추력을 내어 이전보다 더 상세하게 가니메데를 연구할 수 있도록 설계되었으나,[236] 2005년에 예산 삭감으로 취소되었다.[237] 또 다른 오래된 제안으로는 '가니메데의 웅장함'이 있었다.[238]

2010년에는 행성 과학 규모 과학적 조사 연구회에서 주노 탐사선을 기반으로 한 가니메데 궤도선이 제안되었으나,[235] 지원받지 못했다.

유로파 목성계 임무(EJSM)는 2020년에 미국 항공우주국(NASA)과 유럽 우주국(ESA)이 공동으로 추진하여 가니메데를 포함한 목성의 위성을 탐사하는 계획이었다. EJSM은 미항공우주국이 주도하는 목성 유로파 궤도선, 유럽우주국이 주도하는 목성 가니메데 궤도선, 일본 우주항공연구개발기구(JAXA)가 주도하는 목성 자기권 궤도선으로 구성될 예정이었으나,[229] 유럽우주국 내부의 프로젝트별 자금 확보 경쟁으로 인해[230] 2012년에 유럽우주국 주도 부분이 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)으로 바뀌었다.[231]

러시아 연방 우주국은 우주생물학을 발전시킬 수 있을지를 집중 평가하는 가니메데 착륙선(GL) 임무를 계획했었다.[233]

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