ガニメデ (衛星)
中性の大気が存在するということは、電離圏も存在するはずであるということを示唆している。これは、酸素分子は磁気圏からくる高エネルギーの電子との衝突や、太陽からの極端紫外線放射によって電離されるからである.。しかしガニメデの電離圏の性質は、その大気の性質と同様に議論を呼んでいる。ガリレオ探査機によるいくつかの測定ではガニメデ付近の電子密度の上昇が発見され、これは電離圏が存在することを示唆しているものの、他の観測では検出に失敗している。表面付近での電子密度の推定値は、文献によって 200〜2,500 cm と開きがある。2008年の段階では、ガニメデの電離圏のパラメータはあまりよく分かっていない。
1972年、インドネシアのジャワ島とインドの Kavalur で働くインドとイギリスとアメリカ合衆国の天文学者のチームが、ガニメデと木星が恒星の手前を通過する掩蔽の最中に、ガニメデに薄い大気を検出したと主張した。彼らは表面気圧を 0.1 Pa と推定した。しかし1979年のボイジャー1号が木星をフライバイする際にケンタウルス座κ星を用いて行った掩蔽観測では異なる結果が得られた。掩蔽観測は波長が 200 nm よりも短い遠紫外線を用いて行われ、これは1972年に行われた可視光線での観測よりも気体の存在に対して遥かに感度の高い波長での観測であった。ボイジャーのデータでは、大気は存在しないことが明らかにされた。表面での粒子の数密度の上限値は 1.5×10 cm であることが見出され、これは気圧に直すと 2.5 μPa 未満であることに相当する。この値は1972年の推定値より5桁程度も小さい値である。
ボイジャーのデータでは否定的な結果が出ていたものの、1995年にハッブル宇宙望遠鏡(HST)を用いて行われた観測では、エウロパで発見されているものに非常に似た、希薄な酸素大気 (外気圏) の兆候が得られている。HST では 130.4 nm と 135.6 nm の波長の遠紫外線で、酸素原子による大気発光が観測された。
磁気圏内の主要なイオン粒子は一階電離の酸素(O)であり、ガニメデに希薄な酸素大気が存在するという事実と合致する。緯度が 30° よりも高い両極域では磁力線は開いており、ガニメデを木星の磁気圏と繋げている。この領域では数十や数百 keV の電子とイオンが検出されており、ガニメデの極周辺で観測されているオーロラを引き起こしていると考えられる。さらに、重いイオンはガニメデの極域に継続的に降り注いでおり、その領域の氷のスパッタリングと暗色化を引き起こしている。
ガニメデの磁気圏と木星のプラズマの相互作用は、多くの点で太陽風と地球の磁気圏の相互作用と似ている。木星と共回転するプラズマはガニメデの磁気圏の後行半球側に影響を及ぼすが、これは太陽風が地球の磁気圏に影響を及ぼす様子と似ている。異なる点はプラズマの速度であり、地球に吹き付ける太陽風のプラズマは超音速であるのに対し、ガニメデの場合は亜音速である。亜音速であるため、ガニメデの後行半球側にはバウショックは形成されない。
ガニメデは固有の磁気モーメントの他に、誘導された双極子磁場も持っている。この磁場の存在はガニメデ周辺での木星磁場の変動と関係している。誘導された磁気モーメントは、惑星磁場の変動する部分の方向に沿って、木星の方向もしくは木星の反対方向を向く。この誘導された磁場は、ガニメデの固有磁場よりも一桁弱い。磁気赤道における誘導磁場の強度はおよそ 60 nT であり、周辺の木星磁場の半分程度である。
木星をフライバイしたり周回したりした複数の探査機によってガニメデの接近観測が行われた。1970年代には4回のフライバイが行われ、その後1990年代から2000年代にかけても複数の探査機が近くを通過した。
1973年にパイオニア10号、1974年にはパイオニア11号が木星に接近し、衛星についての情報が地球に送られてきた。この観測では物理的特性のより明確な測定を行ったり、表面の 400 km 程度の地形を分解したりすることが出来た。パイオニア10号のガニメデへの接近距離は 446,250 km であった。
その後、1979年にボイジャー1号とボイジャー2号がガニメデを通過した。この時の観測でガニメデの正確な大きさが測定され、それまで大きいと思われていた土星の衛星タイタンよりもガニメデのほうが大きいことを明らかにした。この時の観測では溝の多い地形も発見されている。