Wikipedia

Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Ganymede (vệ tinh)”

Duyệt lịch sử tương tác
← Thay đổi trướcThay đổi sau →
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Trực quanMã wiki
Không có tóm lược sửa đổi
Dòng 3:
|+ style="font-size:larger;" | '''Ganymede'''
|-
| colspan="2" style="text-align:center"| [[Tập tin:Ganymede g1 true.jpg|250px320px|Hình chụp Ganymede từ tàu ''Galileo'']]
|-
| colspan="2" style="text-align:center; background: #a0ffa0;" |''' Quỹ đạo'''
Dòng 129:
[[Tập tin:Craters on Ganymede.jpg|nhỏ|Những miệng hố thiên thạch mới trên vùng bề mặt nhiều đường rãnh của Ganymede]]
 
Bề mặt Ganymede cấu thành từ hai loại địa hình chính: vùng có niên đại rất lớn tối màu, có nhiều hố thiên thạch và vùng tương đối trẻ hơn, sáng màu, có nhiều đường rãnh và các rặng núi đan ngang dọc. Vùng tối màu chiếm 1/3 diện tích bề mặt của vệ tinh<ref name=Petterson2007>{{chú thích tạp chí|last=Petterson|first=Wesley|coauthors=Head, James W.; Collins, Geoffrey C. et.al.|title=A Global Geologic Map of Ganymede|journal=Lunar and Planetary Science|year=2007|volume=XXXVIII|pages=1098| url=httphttps://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1098.pdf|format=pdf}}</ref> có nhiều đất sét và các chất hữu cơ. Chúng có thể giúp chúng ta tìm hiểu cấu tạo của những thiên thể cổ xưa đã va đập và tích tụ để hình thành nên các [[Sao Mộc#Vệ tinh|vệ tinh của Sao Mộc]] ngày nay<ref name=Pappalardo2001/>.
 
[[Tập tin:Chain of impact craters on Ganymede.jpg|nhỏ|trái|Dải các miệng hố thiên thạch Enki Catena]]
[[Tập tin:Memphis Facula.gif|nhỏ|trái|Miệng hố Memphis, một ''palimpsest'']]
 
Hiện nay người ta vẫn chưa giải thích được quá trình nhiệt đã tạo nên vùng nhiều đường rãnh trên Ganymede. Quan điểm hiện đại cho rằng vùng này sinh ra do những kiến tạo [[địa chất học|địa chất]] tự nhiên<ref name=Showman1999/>. Hoạt động của các [[lỗ phun trào nhiệt độ thấp]] (là các miệng núi giải phóng ra băng ấm ở các thiên thể băng) nếu có tham gia vào quá trình hình thành này thì cũng là không đáng kể<ref name=Showman1999/>. Để có thể tạo ra những kiến tạo địa chất trong tầng quyển đá của Ganymede cần phải có những lực tác dụng rất lớn. Những lực này có thể được sinh ra trong quá khứ, khi quá trình nhiệt ma sát giữa các tầng đất đá của vệ tinh tương đối lớn. Quá trình nhiệt này có thể là kết quả của một hệ [[cộng hưởng quỹ đạo]] không ổn định, ở đó Ganymede chuyển động với quỹ đạo dẹt hơn<ref name=Showman1999/><ref name=Showman1997b>{{chú thích tạp chí|last=Showman|first=Adam P.|coauthors=Stevenson, David J.; Malhotra, Renu|title=Coupled Orbital and Thermal Evolution of Ganymede|journal=Icarus|year=1997|volume=129|pages=367–383|doi=10.1006/icar.1997.5778| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-etal-1997.pdf|format=pdf}}</ref>. Sự biến dạng của băng phía trong thiên thạch có thể đã làm nóng phần lõi của Ganymede và đồng thời làm biến dạng phần [[thạch quyển|quyển đá]]. Các vết nứt cùng với những phần bề mặt bị biến dạng lồi lõm đã xóa đi 70% bề mặt cổ xưa thay bằng vùng bề mặt trẻ hơn<ref name=Showman1999/><ref name=Bland2007/>. Một lời giải thích khác cho sự hình thành vùng bề mặt trẻ của Ganymede là tác động của sự hình thành lõi vệ tinh lúc ban đầu và theo sau đó là sự tăng nhiệt do biến dạng ở phần bên trong của nó. Quá trình này có thể đã khiến cho Ganymede lớn thêm từ 1 đến 6% do sự nở vì nhiệt cũng như sự thay đổi trạng thái của băng<ref name=Showman1999/>. Từ đó, nước nóng có thể đã từ phần lõi trào ra bề mặt của vệ tinh, góp phần làm biến dạng tầng quyển đá của nó<ref name=Barr>{{chú thích tạp chí |last=Barr|first=A.C.|coauthors=Pappalardo, R. T. et. al.|year=2001|title=Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology|journal=Lunar and Planetary Science Conference|volume=32 |url=httphttps://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1781.pdf|pages=1781|format=pdf}}</ref>. Nhiệt do [[phóng xạ|phân rã phóng xạ]] hiện nay là nguồn nhiệt lớn nhất cung cấp cho phía bên trong của vệ tinh. Nhưng các nghiên cứu cho thấy, trong quá khứ, nếu như quỹ đạo của Ganymede dẹt hơn hiện tại, nhiệt do biến dạng có thể là nguồn nhiệt quan trọng hơn nhiệt do phân rã phóng xạ trong quá trình hình thành nên vệ tinh<ref>{{chú thích tạp chí|last=Huffmann|first=H. |coauthors=Sohl, F. et al.|year=2004|title=Internal Structure and Tidal Heating of Ganymede |journal=European Geosciences Union, Geophysical Research Abstracts|volume=6 |url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU04/05114/EGU04-J-05114.pdf|format=PDF}}</ref>.
Các miệng hố thiên thạch xuất hiện ở cả hai vùng bề mặt của Ganymede. Mặc dù vậy thì ở vùng tối, các miệng hố này xuất hiện dày đặc hơn rất nhiều<ref name=Showman1999/>, là kết quả của những va chạm thiên thạch trong thời kì đầu của vệ tinh. Vùng sáng màu có ít hố thiên thạch hơn nhiều, và chúng cũng không có nhiều ảnh hưởng tới quá trình kiến tạo địa chất tại vùng này<ref name=Showman1999/>. Mật độ hố thiên thạch tại vùng tối của Ganymede chỉ ra rằng vùng này đã được hình thành trong khoảng 4 tỉ năm trước, tương tự như vùng cao nguyên trên bề mặt [[Mặt Trăng]]. Vùng sáng hơn trẻ hơn một chút, tuy nhiên hiện vẫn chưa xác định được tuổi chính xác vùng sáng của Ganymede<ref name=Zahnle1998>{{chú thích tạp chí|last=Zahnle|first=K.|coauthors=Dones, L. |title=Cratering Rates on the Galilean Satellites|journal=Icarus|year=1998|volume=136|pages=202–222|doi=10.1006/icar.1998.6015| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|format=pdf}}</ref>. Trong thời kì từ 4 tỉ đến 3,5 tỉ năm trước, Ganymede đã bị các thiên thạch bắn phá dữ dội giống như Mặt Trăng<ref name=Zahnle1998/>. Sau thời kì này, mật độ bắn phá giảm đi đáng kể<ref name="nineplanets.org-Ganymede"/>. Tại vùng sáng, một số hố thiên thạch bị các đường rãnh cắt qua và một số khu vực các hố thiên thạch xuất hiện sau khi hình thành các đường rãnh. Điều này cho thấy hệ thống các đường rãnh trên vùng sáng của Ganymede cũng đã hình thành từ rất sớm, chỉ sau giai đoạn bắn phá nói trên chút ít. Có một số hố thiên thạch được hình thành khá gần đây, va chạm đã làm băng bắn ra tạo ra những tia đồng tâm xung quanh miệng hố<ref name="nineplanets.org-Ganymede"/><ref name="Ganymede">{{chú thích web|work=Lunar and Planetary Institute|title=Ganymede |year=1997|url=httphttps://www.lpi.usra.edu/resources/outerp/gany.html}}</ref>. Nhìn chung, các miệng hố thiên thạch của Ganymede nông và phẳng hơn so với tại Mặt Trăng và [[Sao Thủy]]. Điều này có thể được giải thích nếu nhìn vào cấu tạo ngoài của Ganymede: phần vỏ băng của vệ tinh này mềm hơn, băng có thể chảy xuống và làm cho miệng hố mềm và yếu, dễ bị phá hủy hơn. Một số hố thiên thạch rất cổ thậm chí còn gần như đã biến mất, chỉ để lại những dấu tích gọi là ''palimpsest''<ref name="nineplanets.org-Ganymede"/>.
 
Một trong những khu vực đáng chú ý của Ganymede là một vùng tối màu được đặt tên là Galileo Regio. Vùng này có nhiều đường rãnh đồng tâm, có vẻ được tạo ra khi Ganymede có những hoạt động địa chất<ref name="Casacchia">{{chú thích tạp chí|last=Casacchia|first=R.|coauthors=Strom, R.G.|year=1984|title=Geologic evolution of Galileo Regio|journal=Journal of Geophysical Research|volume=89|pages=B419–B428|bibcode= 1984LPSC...14..419C|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984JGRS...89..419C|doi=10.1029/JB089iS02p0B419}}</ref>. Một khu vực đáng chú ý khác có thể kể đến là vùng băng ở cực. Được quan sát lần đầu tiên bởi tàu Voyager, mũ băng này trải dài tới tận vĩ độ 40°<ref name="The Grand Tour"/>. Đó có thể là kết quả của sự dịch chuyển nước tới những vĩ độ cao hay là kết quả của những bắn phá [[plasma]]. Những dữ liệu mới của tàu Galileo nghiêng về giả thuyết thứ 2<ref name="Polar caps">{{chú thích tạp chí|last=Khurana|first=Krishan K.|coauthors=Pappalardo, Robert T.; Murphy, Nate; Denk, Tilmann|year=2007|title=The origin of Ganymede's polar caps|journal= Icarus|volume=191|issue=1|pages=193–202|doi=10.1016/j.icarus.2007.04.022|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..191..193K}}</ref>.
Dòng 150:
Sự tồn tại của lớp khí quyển trung tính trên Ganymede sẽ khẳng định sự tồn tại của [[tầng nhiệt|tầng điện ly]] trên vệ tinh này. Các phân tử oxy chắc chắn sẽ chịu sự bắn phá của các điện tử năng lượng cao đến từ [[từ quyển]]<ref name=Paranicas1999/> và các tia [[siêu cực tím]] (EUV) của Mặt Trời<ref name=Eviatar2001>{{chú thích tạp chí|last=Eviatar|first=Aharon|coauthors=Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A. et.al.|title=The ionosphere of Ganymede|journal=Plan.Space Sci.|year=2001|volume=49|pages=327–336| doi=10.1016/S0032-0633(00)00154-9|url=http://www.tau.ac.il/~arkee/ganymop.ps|format=ps}}</ref>. Mặc dù vậy, hiện nay câu hỏi về sự tồn tại của tầng điện ly trên Ganymede vẫn chưa được trả lời chính xác bởi vì sự tồn tại của khí quyển trên vệ tinh này cũng chưa được khẳng định. Một số tính toán từ tàu thăm dò Galileo cho thấy sự tích tụ mật độ electron gần bề mặt vệ tinh, một bằng chứng về sự tồn tại của tầng điện ly. Thế nhưng một số quan sát khác lại không phát hiện được nó<ref name=Eviatar2001/>. Người ta ước tính rằng mật độ electron gần bề mặt Ganymede nằm trong khoảng 400 đến 2.500 hạt/ cm<sup>3</sup><ref name=Eviatar2001/>. Đến nay vẫn chưa xác định hay ước lượng được những thông số về tầng điện ly của vệ tinh này.
 
Một bằng chứng khác chỉ ra sự tồn tại bầu khí quyển trên Ganymede là việc phát hiện thấy quang phổ của chất khí khi quan sát quang phổ lớp băng bề mặt của Ganymede. Người ta đã phát hiện thấy dải phổ của [[ôzôn|ozone]] (O<sub>3</sub>) năm 1996<ref name=Noll1996>{{chú thích tạp chí |last= Noll|first= Keith S. |coauthors= Johnson, Robert E. et al.|year=1996|month=July|title=Detection of Ozone on Ganymede |journal= Science|volume=273|issue=5273|pages=341–343|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/273/5273/341|accessdate = ngày 13 tháng 1 năm 2008 |doi=10.1126/science.273.5273.341|pmid=8662517}} [http://people.virginia.edu/~rej/papers-scan/Nolletal-Sci96.pdf Pdf]</ref>. Đến năm 1997, người ta tiếp tục phát hiện thấy [[vạch hấp thụ]] của phân tử oxy O<sub>2</sub>. Vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được nếu như oxy tồn tại trong trạng thái tương đối dày đặc. Điều này có thể giải thích được nếu như ta giả thiết oxy phân tử bị giữ lại ở trong băng. Độ đậm của vạch hấp thụ tùy thuộc vào kinh độ và vĩ độ chứ không phụ thuộc vào độ phản xạ bề mặt của khu vực quan sát. Vạch của O<sub>2</sub> giảm khi vĩ độ của khu vực quan sát tăng lên, trong khi vạch của O<sub>3</sub> thay đổi theo chiều hướng ngược lại<ref name=Oxygen97>{{chú thích tạp chí|last=Calvin|first=Wendy M.|coauthors=Spencer, John R.|month=December|year=1997 |title=Latitudinal Distribution of O2on Ganymede: Observations with the Hubble Space Telescope|journal=Icarus|volume=130 |issue=2|pages=505–516|doi=10.1006/icar.1997.5842|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..130..505C}}</ref>. Các nhà khoa học đã khẳng định được rằng, O<sub>2</sub> trong băng bề mặt của Ganymede không tồn tại thành từng cụm hay thành bọt mà phân tán vào băng trong nhiệt độ bề mặt của Ganymede (khoảng 100 K)<ref>{{chú thích tạp chí|last=Vidal|first=R. A.|coauthors=Bahr, D. et al.|year=1997|title=Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies |journal=Science|volume=276| issue=5320|pages=1839–1842|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Sci...276.1839V| doi=10.1126/science.276.5320.1839|pmid=9188525}}</ref>.
 
Vào năm 1997, các nhà khoa học đã tìm kiếm sự tồn tại của [[natri]] trong lớp khí xung quanh Ganymede sau khi phát hiện ra sự tồn tại của chất này trong khí quyển của Europa. Tuy nhiên, các kết quả là không đáng kể. Ở giữa độ cao 7.800 và 15.600&nbsp;km, người ta có phát hiện thấy dấu vết của natri những với mật độ chỉ bằng 1/13 so với mật độ trên Europa ở cùng độ cao. Nguyên nhân của hiện tượng này có thể là do bề mặt của Ganymede thiếu natri hoặc là do từ quyển đã hạn chế các hạt mang năng lượng<ref>{{chú thích tạp chí |last=Brown|first=Michael E.|year=1997|title=A Search for a Sodium Atmosphere around Ganymede|journal=Icarus|volume=126|issue=1|pages=236–238 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..126..236B|doi=10.1006/icar.1996.5675}}</ref>. Một thành phần khác xuất hiện trong khí quyển của Ganymede là hydro nguyên tử. Người ta đã phát hiện thấy sự tồn tại của chúng ở độ cao lên tới 3.000&nbsp;km so với bề mặt vệ tinh. Mật độ hydro nguyên tử là khoảng 1,5 × 10<sup>4</sup> cm<sup>−3</sup>.<ref name=Barth1997>{{chú thích tạp chí|last=Barth|first=C.A.|coauthors=Hord, C.W.; Stewart, A.I. et.al.|title=Galileo ultraviolet spectrometer observations of atomic hydrogen in the atmosphere of Ganymede|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1997|volume=24|issue=17|pages=2147–2150| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997GeoRL..24.2147B|doi=10.1029/97GL01927}}</ref>
Dòng 179:
 
== Thám hiểm ==
 
[[Tập tin:Voyager.jpg|nhỏ|Tàu thám hiểm Voyager]]
Một số tàu thám hiểm khi bay qua Sao Mộc hoặc trở thành vệ tinh nhân tạo của Sao Mộc đã khám phá rất nhiều chi tiết về Ganymede. Những tàu thăm dò đầu tiên quan sát Sao Mộc là [[Pioneer 10]] và [[Pioneer 11]]<ref name="Pioneer 11">{{chú thích web|url=http://sse.jpl.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Advanced&MCode=Pioneer_11|title=Pioneer 11|work=Solar System Exploration|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>, chúng không cung cấp nhiều thông tin về vệ tinh này<ref name="Terraformers">{{chú thích web|url=http://society.terraformers.ca/content/view/63/112/|title=Exploration of Ganymede|work=Terraformers Society of Canada|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>. Tiếp theo đó là [[Voyager 1]] và [[Voyager 2]], bay qua Ganymede vào năm 1979. Chúng đã xác định lại kích thước của Ganymede. Những tính toán mới cho thấy Ganymede lớn hơn vệ tinh [[Titan (vệ tinh)|Titan]] của [[Sao Thổ]] và là vệ tinh lớn nhất trong hệ Mặt Trời<ref name="Voyager">{{chú thích web|url=http://librarythewaythetruthandthelife.thinkquest.orgnet/index/2_background/2-1_cosmological/J01121882-1-12_child-overview/voyager_1_and_2.htm|title=Voyager 1 and 2|work=ThinkQuest|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>. Đồng thời chúng cũng quan sát được bề mặt nhiều vết xẻ của Ganymede<ref name="Voyager Mission">{{chú thích web|url=http://www.solarviews.com/eng/vgrfs.htm|title=The Voyager Planetary Mission|work=Views of the Solar System|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>.▼
 
▲Một số tàu thám hiểm khi bay qua Sao Mộc hoặc trở thành vệ tinh nhân tạo của Sao Mộc đã khám phá rất nhiều chi tiết về Ganymede. Những tàu thăm dò đầu tiên quan sát Sao Mộc là [[Pioneer 10]] và [[Pioneer 11]]<ref name="Pioneer 11">{{chú thích web|url=http://sse.jpl.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Advanced&MCode=Pioneer_11|title=Pioneer 11|work=Solar System Exploration|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>, chúng không cung cấp nhiều thông tin về vệ tinh này<ref name="Terraformers">{{chú thích web|url=http://society.terraformers.ca/content/view/63/112/|title=Exploration of Ganymede|work=Terraformers Society of Canada|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>. Tiếp theo đó là [[Voyager 1]] và [[Voyager 2]], bay qua Ganymede vào năm 1979. Chúng đã xác định lại kích thước của Ganymede. Những tính toán mới cho thấy Ganymede lớn hơn vệ tinh [[Titan (vệ tinh)|Titan]] của [[Sao Thổ]] và là vệ tinh lớn nhất trong hệ Mặt Trời<ref name="Voyager">{{chú thích web|url=http://library.thinkquest.org/J0112188/voyager_1_and_2.htm|title=Voyager 1 and 2|work=ThinkQuest|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>. Đồng thời chúng cũng quan sát được bề mặt nhiều vết xẻ của Ganymede<ref name="Voyager Mission">{{chú thích web|url=http://www.solarviews.com/eng/vgrfs.htm|title=The Voyager Planetary Mission|work=Views of the Solar System|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>.
[[Tập tin:Arbela Sulcus.gif|nhỏ|Dải sáng Uruk chụp bởi tàu Galileo năm 2000]]
[[Tập tin:PIA02580.jpg|nhỏ|Bề mặt Ganymede chụp bởi Galileo năm 2000]]
Hàng 188 ⟶ 186:
Năm 1995, [[Galileo (tàu vũ trụ)|tàu thám hiểm Galileo]] bay vào quỹ đạo xung quanh Sao Mộc và trong khoảng thời gian từ năm 1996 đến năm 2000 đã thực hiện 6 lần bay qua Ganymede<ref name="The Grand Tour"/>. Những lần này được đánh mã hiệu là G1, G2, G7, G8, G28 và G29<ref name=Kivelson2002/>. Trong lần bay ngang qua Ganymede với khoảng cách gần nhất, tàu Galileo cách bề mặt Sao Mộc 264&nbsp;km<ref name=Kivelson2002/>. Trong lần bay đầu tiên G1 năm 1996, người ta đã phát hiện được từ trường của Ganymede<ref name="Magnetic Field Discovery">{{chú thích web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/status961212.html|title=New Discoveries From Galileo|work=Jet Propulsion Laboratory|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>. Trong lần thám hiểm năm 2001, người ta cũng công bố phát hiện ra biển trên Ganymede<ref name=Kivelson2002/><ref name="The Grand Tour"/>. Tàu Galileo đã chuyển về [[Trái Đất]] một lượng lớn những bức ảnh quang phổ của Ganymede và phát hiện thấy những hợp chất không phải là băng trên bề mặt của vệ tinh<ref name=McCord1998/>. Gần đây nhất,{{Khi nào}} tàu thám hiểm [[New Horizons]] đã bay qua Ganymede trên đường bay tới [[Sao Diêm Vương]]. New Horizons đã thực hiện chụp bề mặt và vẽ bản đồ cấu tạo của Ganymede khi nó bay qua<ref name="New Horizons">{{chú thích web|url=http://www.spacedaily.com/reports/Pluto_Bound_New_Horizons_Spacecraft_Gets_A_Boost_From_Jupiter_999.html|title=Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter|work=Space Daily|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref><ref name=Grundy2007>{{chú thích tạp chí|last=Grundy|first=W.M.|coauthors=Buratti, B.J.; Cheng, A.F. et.al.|title=New Horizons Mapping of Europa and Ganymede| journal=Science|year=2007|volume=318|pages=234–237|doi=10.1126/science.1147623| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...318..234G|pmid=17932288}}</ref>.
 
Trong tương lai, một dự án mang tên Europa Jupiter System Mission (EJSM) (dự án nghiên cứu Sao Mộc và các vệ tinh, chủ yếu là Europa)<ref>{{chú thích web|url=http://news.bbc.co.uk/12/hi/sciscience/technature/7897585.stm|title=Jupiter in space agencies' sights|first=Paul|last=Rincon|publisher=BBC News|accessdate = ngày 20 tháng 2 năm 2009 |date = ngày 20 tháng 2 năm 2009}}</ref> liên kết giữa 2 trung tâm khoa học vũ trụ NASA và ESA có thể được thực hiện vào năm 2020. Vào tháng 2/2009, 2 trung tâm này đã xác định đây là mục tiêu quan trọng có mức ưu tiên cao hơn dự án Titan Saturn System Mission (dự án khám phá vệ tinh Titan của Sao Thổ). Mặc dù vậy, đóng góp của phía ESA vẫn đang bị đặt dấu hỏi do vấn đề tài chính<ref>{{chú thích web|url=http://sci.esa.int/sciencecosmic-evision/www41177-cosmic-vision-proposals/object/index.cfm?fobjectid=41177|title=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|date = ngày 21 tháng 7 năm 2007 |publisher=ESA|accessdate = ngày 20 tháng 2 năm 2009}}</ref>. Dự án này có thể gồm một vệ tinh bay quanh Sao Mộc của ESA, một vệ tinh bay quanh Europa của NASA và một vệ tinh nghiên cứu từ trường Sao Mộc của JAXA.
 
Một dự án khác đã bị hủy bỏ là Jupiter Icy Moons Orbiter (tạm dịch là ''vệ tinh thám hiểm các Mặt trăng băng của Sao Mộc''). Dự án này dự định sẽ sử dụng năng lượng hạt nhân và sẽ nghiên cứu Ganymede một cách chi tiết<ref name="JIMO">{{chú thích web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/JIMO.html|title=Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO)|work=The Internet Encyclopedia of Science|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>. Tuy nhiên do thiếu kinh phí, dự án đã bị hủy bỏ năm 2005<ref name="JIMO cancellation">{{chú thích web|url=http://www.planetsurveyor.com/latest-space-exploration-news/jupiter-icy-moons-orbiter-victim-of-budget-cut.html|title=Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut|work=Planet Surveyor|accessdate = ngày 6 tháng 1 năm 2008}}</ref>. Một dự án cũ khác cũng đã bị hủy là Grandeur of Ganymede<ref name=Pappalardo2001>{{chú thích tạp chí|last=Pappalardo|first=R.T.|coauthors=Khurana, K.K.; Moore, W.B.|title= The Grandeur of Ganymede: Suggested Goals for an Orbiter Mission|journal=Lunar and Planetary Science|year=2001|volume=XXXII|pages=4062|url=httphttps://www.lpi.usra.edu/meetings/outerplanets2001/pdf/4065.pdf| format=pdf}}</ref>.
 
== Xem thêm ==
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/wiki/Ganymede_(vệ_tinh)”