Visualizza wikitesto di Struttura interna di Ganimede

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{{Ganimede}}
I modelli teorici sviluppati per descrivere la '''struttura interna di Ganimede''' sono basati sulle indicazioni provenienti dalla [[sonda Galileo]] e prevedono una [[Differenziazione planetaria|differenziazione]] di Ganimede in tre strati concentrici: un piccolo [[nucleo (esogeologia)|nucleo]] di [[ferro]]-[[Solfuro ferroso|solfuro di ferro]], un mantello roccioso ricco di silicati ed una crosta ghiacciata.<ref name=Sohl2002>{{cita pubblicazione | cognome = Sohl | nome = F. | coautori = Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K. | anno = 2002 | titolo = Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites | rivista = Icarus | volume = 157 | pagine = 104-119 | doi = 10.1006/icar.2002.6828 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..157..104S | lingua = en | accesso = 7 mag 2009}}</ref><ref name=Showman1999>{{Cita pubblicazione|cognome=Showman |nome=Adam P.|coautori=Malhotra, Renu|titolo=The Galilean Satellites|anno=1999|rivista=Science|volume=286|pagine=77–84|doi=10.1126/science.286.5437.77| url=https://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|formato=pdf|pmid=10506564}}</ref> Gli spessori indicati degli strati all'interno di Ganimede dipendono dalla presunta composizione dei silicati ([[olivina|olivine]] e [[pirosseno|pirosseni]]) nel mantello e dei solfuri nel nucleo.<ref name=Sohl2002/><ref name=Kuskov2005>{{cita pubblicazione | cognome = Kuskov | nome = O.L. | coautori = Kronrod, V.A. | mese=ottobre| anno = 2005 | titolo = Internal structure of Europa and Callisto | rivista = Icarus | volume = 177 | numero = 2 | pagine = 550–369 | doi = 10.1016/j.icarus.2005.04.014 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K | lingua = en | accesso = 6 mag 2009}}</ref> I valori più probabili sono di 700–900&nbsp;km per il raggio del nucleo e 800–1000&nbsp;km per lo spessore del mantello ghiacciato esterno, con la parte rimanente occupata dal mantello di silicati.<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006>{{cita pubblicazione | cognome = Hauk | nome = Steven A. | coautori = Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J. | anno = 2006 | mese=settembre| titolo = Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede | rivista = =J. of Geophys. Res. | volume = 111 | pagine = E09008 | doi = 10.1029/2005JE002557 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006JGRE..11109008H | lingua = en | accesso = 7 mag 2009}}</ref><ref name=Kuskov2005b/><ref name=Freeman2006/> È stata rilevata, inoltre, una tenue [[atmosfera]].<ref name=Carlson1973/>

Il modello è supportato da un basso valore del [[momento di inerzia]] adimensionale:<ref>Il momento d'inerzia adimensionale a cui ci si riferisce è: <math> \frac {I}{mr^2}</math>, dove ''I'' è il [[momento di inerzia]], ''m'' la massa ed ''r'' il raggio massimo.</ref> per una sfera omogenea esso vale 0,4, ma il suo valore diminuisce se la densità aumenta con la profondità. Il valore misurato per Ganimede durante i ''fly-by'' della sonda Galileo è pari a {{Tutto attaccato|0,3105 ± 0,0028}}.<ref name=Sohl2002/><ref name=Showman1999/>

== Nucleo ==
[[File:PIA00519 Interior of Ganymede.jpg|thumb|left|Uno dei modello sviluppati per la struttura interna di Ganimede. Procedendo dall'interno verso l'esterno, sono visibili nell'immagine: il nucleo in ferro-solfuro di ferro, il mantello interno prevalentemente di silicati, il mantello esterno di ghiaccio e la crosta. (NASA, 1997)]]

I modelli teorici prevedono l'esistenza di un piccolo nucleo di [[ferro]]-[[Solfuro ferroso|solfuro di ferro]] di 700–900&nbsp;km di raggio.<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b>{{cita pubblicazione | cognome = Kuskov | nome = O.L. | coautori = Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P. | anno = 2005 | titolo = Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter | rivista = Geophysical Research Abstracts, European Geosciences Union | volume = 7 | url = http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/01892/EGU05-J-01892.pdf | lingua = en | accesso = 7 mag 2009}}</ref><ref name=Freeman2006>{{cita pubblicazione | cognome = Freeman | nome = J. | anno = 2006 | titolo = Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto | rivista = Planetary and Space Science | volume = 54 | pagine = 2–14 | doi = 10.1016/j.pss.2005.10.003 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006P&SS...54....2F | lingua = en | accesso = 7 mag 2009}}</ref> Il nucleo è caratterizzato inoltre da una densità di 5,5–6&nbsp;g/cm³,<ref name=Sohl2002/><ref name=Kuskov2005/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/> da una temperatura di circa 1500–1700&nbsp;K e da una pressione di 100&nbsp;[[bar (unità di misura)|kBar]] (equivalente a 10 [[Pascal (unità di misura)|GPa]]).<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/>

L'esistenza di un nucleo liquido e ricco in ferro fornirebbe inoltre una spiegazione piuttosto semplice dell'esistenza del campo magnetico proprio della luna, misurato dalla sonda Galileo.<ref name=Hauk2006/> I [[Convezione|moti convettivi]] nel ferro liquido, che presenta una [[conduttività elettrica]] elevata, è il modello più ragionevole per la generazione di un campo magnetico planetario.<ref name=Kivelson2002>{{cita pubblicazione | cognome = Kivelson | nome = M.G. | coautori = Khurana, K.K.; Coroniti, F.V. ''et al.''   | anno = 2002 | titolo = The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede | rivista = Icarus | volume = 157 | pagine = 507–522 | doi = 10.1006/icar.2002.6834 | url = http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS1572507.pdf | lingua = en | accesso = 7 mag 2009}}</ref> La presenza di un nucleo metallico suggerisce inoltre che in passato Ganimede possa essere stato esposto a temperature più elevate delle attuali.

Alcuni modelli per la generazione di un campo magnetico planetario richiedono l'esistenza di un nucleo solido di ferro puro all'interno del nucleo liquido di Fe-FeS - similmente alla struttura del [[nucleo terrestre]]. Il raggio di tale nucleo solido potrebbe raggiungere un valore massimo di 500&nbsp;km.<ref name=Hauk2006/>

== Mantello ==
[[File:Ganymede diagram-it.svg|thumb|Un secondo modello della struttura interna di Ganimede. Procedendo dall'interno verso l'esterno, sono visibili nell'immagine: il nucleo in ferro-solfuro di ferro, differenziato in un nucleo interno solido ed uno esterno liquido; il mantello interno prevalentemente di silicati; il mantello esterno di ghiaccio, differenziato a sua volta in tre strati: il più interno di [[ghiaccio VI]] ([[Sistema tetragonale|tetragonale]]), uno strato di acqua liquida e sale, uno strato di [[Ghiaccio Ih|ghiaccio I<sub>h</sub>]] ([[Sistema esagonale|esagonale]]); la crosta. (C. Thomas, 2002)]]
=== Mantello interno ===
Come già detto, gli spessori indicati degli strati all'interno di Ganimede dipendono dalla presunta composizione dei silicati ([[olivina|olivine]] e [[pirosseno|pirosseni]]) nel mantello e dei solfuri nel nucleo.<ref name=Sohl2002/><ref name=Kuskov2005/> Il valore più probabile per lo spessore del mantello di silicati è di circa 1700&nbsp;km (stimato come differenza tra il raggio del pianeta ed i valori stimati per gli spessori del nucleo e del mantello esterno).<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/><ref name=Freeman2006/> La densità del mantello di silicati è di 3,4–3,6&nbsp;g/cm³.<ref name=Sohl2002/><ref name=Kuskov2005/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/>

Alcune ricerche ipotizzano che il campo magnetico proprio della luna sia generato da silicati magnetizzati presenti nel mantello, rimanenze di un passato in cui Ganimede possedeva un campo magnetico molto più potente generato dal nucleo ancora fluido.<ref name=Showman1999/>

=== Mantello esterno ===
Il mantello esterno si compone principalmente di [[solido|ghiaccio]] d'[[acqua]]. I modelli teorici stimano in 800–1000&nbsp;km il suo spessore.<ref name=Sohl2002/><ref name=Kuskov2005/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/>

Poiché in aggiunta al campo magnetico proprio, Ganimede presenta un [[Legge di Faraday|campo magnetico indotto]]<ref name=Kivelson2002/> con un'intensità di un ordine di grandezza inferiore rispetto a quello proprio e confrontabile con quelli di [[Callisto (astronomia)|Callisto]] ed [[Europa (astronomia)|Europa]], nel 2002 Margaret Kivelson e colleghi hanno ipotizzato che Ganimede avesse un ''oceano'' al di sotto della superficie, con elevata [[conduttività elettrica]].<ref name=Kivelson2002/>

Una conferma indipendente dell'esistenza dell'oceano al di sotto della superficie è giunta nel 2015 dallo studio delle caratteristiche delle [[Aurora polare|aurore polari]] determinate dall'interazione del campo magnetico di Giove con quello di Ganimede e osservate attraverso il [[telescopio spaziale Hubble]]. Si è così giunti ad individuare un limite sulla [[conducibilità termica]] dello strato di acqua liquida presente nel mantello, per quanto rimangano ancora incertezze sulle sue dimensioni e profondità.<ref>{{cita web |lingua=en |titolo=Hubble finds 'best evidence' for Ganymede subsurface ocean |autore=Jonathan Amos |data=12 marzo 2015 |editore=BBC News |url=https://www.bbc.com/news/science-environment-31855395 |accesso=13 marzo 2015}}<br />{{cita web |lingua=en |titolo=NASA's Hubble Observations Suggest Underground Ocean on Jupiter's Largest Moon |autore=Ann Jenkins |coautori=''et al.'' |data=12 marzo 2015 |editore=NASA, Space Telescope Science Institute |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/09/full/ |accesso=13 marzo 2015}}</ref>

== Crosta ==
Ganimede presenta una [[crosta (esogeologia)|crosta]] ghiacciata che scivola sul mantello di ghiaccio più tiepido.

==Atmosfera==
{{vedi anche|Atmosfera di Ganimede}}
Una sottile atmosfera è stata rilevata per la prima volta su Ganimede nel [[1972]], durante un'occultazione stellare,<ref name=Carlson1973>{{Cita pubblicazione|cognome=Carlson|nome=R.W.|coautori=Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A. et.al.|titolo=Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 June 1972|rivista=Science|anno=1973|volume=53|pagine=182|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973Sci...182...53C}}</ref> e successivamente osservata sempre con difficoltà da allora. Dall'analisi dei dati gli scopritori ipotizzarono una pressione superficiale di 1&nbsp;[[Bar (unità di misura)|μBar]] circa (0,1&nbsp;[[Pascal (unità di misura)|Pa]]).<ref name=Carlson1973/>. Composta in massima parte da [[ossigeno]], [[ozono]], [[sodio]] e [[idrogeno]] atomico, è piuttosto sottile e probabilmente originata dalla scissione del ghiaccio d'acqua presente sulla superficie del satellite per effetto della [[radiazione solare]] incidente.<ref name=JPLAtmosphere>{{Cita web |url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html|titolo=Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede |accesso=15 gennaio 2008 |sito=Jet Propulsion Laboratory|editore=NASA |mese=ottobre|anno=1996}}</ref> I fenomeni più evidenti, rilevati con il Telescopio spaziale Hubble, sono state intense emissioni luminose, localizzate a ±&nbsp;50° di latitudine N/S<ref name=Feldman2000>{{Cita pubblicazione|cognome=Feldman|nome=Paul D.|titolo=HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2000|volume=535|pagine=1085–1090| doi=10.1086/308889|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...535.1085F|coautori=McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F. et.al.}}</ref> e collegate all'interazione tra l'atmosfera e le particelle cariche della magnetosfera ganimediana.<ref name=Johnson1997>{{Cita pubblicazione |cognome=Johnson |nome=R.E.|anno=1997|titolo=Polar “Caps” on Ganymede and Io Revisited|rivista=Icarus| volume=128|numero=2|pagine=469–471|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..128..469J| doi=10.1006/icar.1997.5746}}</ref>

== Note ==
<references/>

== Voci correlate ==
* [[Ganimede (astronomia)]]
* [[Atmosfera di Ganimede]]

{{StrutturaInternaPlanetaria}}
{{portale|sistema solare}}

[[Categoria:Ganimede]]
[[Categoria:Strutture interne planetarie]]