木卫三又稱為「蓋尼米德」（，），是围绕木星运转的一颗卫星，公转周期约为7天。按距离木星从近到远排序，木卫三在木星的所有卫星中排第七，在伽利略卫星中排第三。它与木卫二及木卫一保持着1:2:4的轨道共振关系。木卫三是太阳系中最大的卫星，其直径甚至大于水星，而质量约只为水星的一半。
木卫三主要由硅酸盐岩石和冰体构成，星体分层明显，拥有一个富铁的、流动性的内核。人们推测在木卫三表面之下200公里处存在一个被夹在两层冰体之间的咸水海洋。木卫三表面存在两种主要地形。其中较暗的地区约占星体总面积的三分之一，其间密布着撞击坑，地质年龄估计有40亿年之久；其余地区较为明亮，纵横交错着大量的槽沟和山脊，其地质年龄较前者稍小。明亮地区的破碎地质构造的产生原因至今仍是一个谜，有可能是潮汐热所导致的构造活动造成的。其中的少量磁圈与木星的更为庞大的磁场相交迭，从而产生了向外扩散的场线。木卫三拥有一层稀薄的含氧大气层，其中含有原子氧、氧气和臭氧
一般认为木卫三是由伽利略·伽利莱在1610年首次观测到的。后来天文学家西门·马里乌斯建议以希腊神话中神的斟酒者、宙斯的爱人蓋尼米德为之命名。从先驱者10号开始，多艘太空船曾近距离掠过木卫三。旅行者号太空船曾经精确地测量了该卫星的大小，伽利略号探测器则发现了它的地下海洋和磁场。此外，一个被称为“木衛二－木星系統任務”的全新的探测木星的冰卫星的计划，原定于2020年前后发射，但最终未能实施，该任务被于2023年发射的木星冰月探测器取代。
发现与命名
1610年1月11日，伽利略·伽利莱观测到三颗靠近木星的星体；第二天晚上，他注意到这三颗星体发生了位移。接着，他又发现了第四颗星体，即后来的木卫三。至1月15日晚，伽利略确定这些星体是围绕木星运行的。他声称有权为这些卫星命名，并曾考虑过“科斯-{米}-安卫星”（Cosmian Stars）的名字，但最终将之命名为“美第奇卫星”(Medicean Stars)。不过这种说法没有得到国际普遍的认可。
轨道
木卫三的轨道距离木星107万400公里，是伽利略卫星中距离木星第三近的，它的轨道离心率很小，轨道倾角也很小，接近于木星赤道，同时在数百年的周期里，轨道的离心率和倾角还会以周期函数的形式受到太阳和木星引力摄动的影响。变化范围分别为0.0009-0.0022和0.05-0.32°。这种轨道的变化使得其转轴倾角在0-0.33°之间变化。当木卫二位于近拱点、木卫一位于远拱点时，两者之间会出现上合现象；而当木卫二位于近拱点时，它和木卫三之间也会出现上合现象。
现今的拉普拉斯共振并无法将木卫三的轨道离心率提升到一个更高的值。另一种认为这种状态是在太阳系形成之后才发展出来的。一种可能的形成过程如下：首先是由于木星的潮汐效应，致使木卫一的轨道向外推移，直至某一点与木卫二发生2:1的轨道共振；之后其轨道继续向外推移，同时将部分的旋转力矩转移给木卫二，从而也引起了后者的轨道向外推移；这个过程持续进行，直到木卫二到达某一点，与木卫三形成2:1的轨道共振。此外可能还存在某些不稳定的冰体，如氨的冰体。木卫三岩石的确切构成还不为人知，但是很可能接近于L型或LL型普通球粒陨石，这两类陨石较之H球粒陨石，所含的全铁和金属铁较少，而铁氧化物较多。在木卫三上，以质量计，铁和硅的丰度比为1.05-1.27，而在太阳中，则为1.8。明亮地带的槽沟构造可能含有较多的冰体，故显得较为明亮。除了水外，对伽利略号和地基观测站拍摄的高分辨率近红外光谱和紫外线光谱结果的分析也显示了其他物质的存在，包括二氧化碳、二氧化硫，也可能还包括氰、硫酸氢盐和多种有机化合物。此外伽利略号还在木卫三表面发现了硫酸镁、硫酸钠等物质。这些盐类物质可能来自于地表之下的海洋。而二氧化碳在两个半球的分布则相对均匀，尽管在极地地区并未观测到它的存在。木卫三上的撞击坑（除了一个之外）并不富含二氧化碳，这点也与木卫四不同。木卫三的二氧化碳可能在过去的一段时期已经被消耗殆尽了的说法不确切。这种结构得到了由伽利略号在数次飞掠中所测定的木卫三本身较低的无量纲转动惯量——数值为0.3105± 0.0028——的支持。内核的密度达到了5.5–6g/cm3，硅酸盐质地涵的密度为3.4–3.6g/cm3。其间含有粘土和有机物质，这可能是由撞击木卫三的陨石带来的。
而产生槽沟地形的加热机制则仍然是行星科学中的一大难题。现今的观点认为槽沟地形从本质上说主要是由构造活动形成的；引力潮汐对冰体的挠曲作用会加热星体内部，给岩石圈施加压力，并进一步导致裂缝、地垒和地堑的形成，这些地形取代了佔木卫三表面积70%的古老暗区。槽沟地形的形成可能还与早期内核的形成过程及其后星体内部的潮汐热作用有关，它们引起的冰体的相变和热胀冷缩作用可能导致木卫三发生了微度膨胀，幅度为1-6%。星体内部的放射性衰变产生的热能是最可能的热源，木卫三地下海洋的形成可能就有赖于它。通过研究模型人们发现，如果过去木卫三的轨道离心率值较现今高很多（事实上也可能如此），那么潮汐热能就可能取放射性衰变热源而代之，成为木卫三最主要的热源。
，下為阿克洛奧斯撞擊坑。]]
撞击坑在两种地形中均可见到，但是在暗区中分布的更为密集：这一区域遭遇过大规模的陨石轰击，因而撞击坑的分布呈饱和状态。和月球类似，在35-40亿年之前，木卫三经历过一个陨石猛烈轰击的时期。木卫三的撞击坑深度不及月球和水星上的，这可能是由于木卫三的冰质地层质地薄弱，会发生位移，从而能够转移一部分的撞击力量。许多地质年代久远的撞击坑的坑体结构已经消失不见，只留下一种被称为变餘结构（）的残迹。另外一个显著特征则是木卫三的两个极冠，其构成成分可能是霜体。这层霜体延伸至纬度为40°的地区。
大气层和电离层
1972年，一支在印度尼西亚的博斯查天文台工作的印度、英国和美国天文学家联合团队宣称他们在一次掩星现象中探测到了木卫三的大气，当时木星正从一颗恒星之前通过。他们估计其大气压约为1微巴（0.1帕）。旅行者1号的掩星观测法使用短于200纳米波长的远紫外线光谱进行观测，这比之1972年的可见光谱观测法，在测定气体存在与否方面要精确得多。旅行者1号的观测数据表明木卫三上并不存在大气，其表面的微粒数量密度最高只有，对应的压力小于。哈勃望远镜在130.4纳米到135.6纳米段的远紫外线光谱区探测到了原子氧的大气光。这种大气光是分子氧遭受电子轰击而离解时所发出的，同时也有人认为亮点可能是等离子体在下落过程中切割扩散场线所形成的极光。
中性大气层的存在着木卫三上也应该存在电离层，因为氧分子是在遭受来自磁圈和太阳远紫外辐射的高能电子轰击之后而电离的。1997年，光谱分析揭示了分子氧的二聚体（或双原子分子）吸收功能，即当氧分子处于浓相状态时，就会出现这种吸收功能，而如果分子氧藏于冰体之中，则吸收功能最佳。二聚体的吸收光谱位置更多的取决于纬度和经度，而非表面的反照率——随着纬度的提高，吸收光谱的位置就会上移。而相反的，随着纬度的提高，臭氧的吸收光谱则会下移。实验室的模拟试验表明，在木卫三上表面温度高于100K的地区，O2并不会聚合在一起，而是扩散至冰体中。
当在木卫二上发现了钠元素之后，科学家们便开始在木卫三的大气中寻找这种物质，但是到了1997年都一无所获。据估计，钠在木卫三上的丰度比木卫二小13倍，这可能是因为其表面原本就缺乏该物质或磁圈将这类高能原子挡开了。木卫三大气层中存在的另一种微量成分是原子氢，在距该卫星表面3000公里的太空即已能观测到氢原子的存在。其在星体表面的数量密度约为。
磁層
1995年至2000年间，伽利略号共6次近距离飞掠过木卫三，发现该卫星有一个独立于木星磁场之外的、长期存在的、其本身所固有的磁矩，其大小估计为，比水星的磁矩大三倍。在木卫三上纬度低于30°的地区，其磁層的场线是闭合的，在这个区域，带电粒子（如电子和离子）均被捕获，进而形成辐射带。——这点与木卫三含氧大气层的特征相吻合。而在纬度高于30°的极冠地区，场线则向外扩散，连接着木卫三和木星的电离层。
除了其本身固有的磁層外，木卫三还拥有一个感应产生的偶极磁场，其存在与木卫三附近木星磁场强度的变化有关。
尽管已知木卫三拥有一个铁质内核，但是其磁層仍然显得很神秘，特别是为何其他与之大小相同的卫星都不拥有磁層。木卫三的吸积过程持续了大约1万年，相较于木卫四的10万年短得多。当木卫四开始形成之际，木星次星云中所含的气体成分已经相对较少；这导致了木卫四较长的吸积时间。这一假说揭示了为何质量和构成物质如此接近的两颗卫星看起来却如此得不同。同时其最多只能引起冰体与岩石的部分分化。之后旅行者1号和旅行者2号于1979年飞掠过木卫三。它们精确测定了它的大小，最终证明它的体积要大于土卫六，后者曾被认为大于前者。此外，这两艘飞船还发现了木卫三上的槽沟地形。
1995年，伽利略号进入环木星轨道。后来又发现了木卫三的地下海洋，并于2001年对外公布。
美国航空航天局和欧洲空间局合作的一项旨在探测木星卫星的计划——“木衛二－木星系統任務”原定于2020年实施。2009年2月，美国航空航天局和欧洲空间局确认该计划将优先于“土卫六－土星系统任务”得以实施。但是欧洲空间局的计划资金仍然面临来自该局其他计划的竞争。“木衛二－木星系統任務”包括美国航空航天局主持的“木星-木卫二轨道飞行器”和欧洲空间局主持的“木星-木卫三轨道飞行器”，可能还包括日本宇宙航空研究开发机构主持的“木星磁场探测器”。“木衛二－木星系統任務”最终被取消，其组成部分“木卫二轨道飞行器”和“木卫三轨道飞行器”分别被“欧罗巴快船”以及“木星冰月探测器”取代。
已被取消的环木卫三轨道探测计划还包括木星冰月轨道器。原计划使用核裂变反应堆作为其动力来源，这将使其能够对木卫三进行详细勘查。但是由于预算裁剪，该计划于2005年被取消。另外还有一个被取消的计划被称为“宏伟的木卫三”（The Grandeur of Ganymede）。
参见
- 木星的卫星
- 木星冰月轨道器
- 伽利略卫星
*甘德
注释
远拱点可依据轨道长半轴a和轨道离心率e得出：a(1+e)*。
近拱点可依据轨道长半轴a和轨道离心率e得出：a(1-e)*。
表面积可依据星体半径r得出：4\pi r^2**。
体积v可依据星体半径r得出：4\pi r^3/3**。
表面重力可依据星体质量m、万有引力常数G和半径r得出：Gm/r^2。
逃逸速度可依据星体质量m、万有引力常数G和半径r得出：\sqrt{\frac{2Gm}{r}}。
无量纲转动惯量的单位是I/(mr²)，其中的I表示转动惯量，m表示质量，r表示最大半径。当无量纲转动惯量的数值为0.4时，即表示该星体是一个质地均匀的球体，而如果数值小于0.4，则表示该星体的物质密度随着深度的增加而加大。
该表面数量密度和压力是依据哈尔等人1998年公布的柱密度计算出来的，当时他们把大气标高假定为20公里，把温度假定为120K。
类拉普拉斯共振和现今伽利略卫星的拉普拉斯共振十分相似，唯一的不同是当处于类拉普拉斯共振时，木卫一-木卫二和木卫二-木卫三的上合位置的移动速率不是同一的，而是成一定的比率——且这个比率一定是有理数。
参考文献
外部链接
*黃一農：〈[https://web.archive.org/web/20140903060142/http://hss.nthu.edu.tw/~ylh/uploadfiles/paper179_0.JPG 裸眼也能看到木衛]〉。
*[http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Ganymede Ganymede Profile] by [http://solarsystem.nasa.gov/ NASA's Solar System Exploration]
[http://www.nineplanets.org/ganymede.html Ganymede page] on The Nine8 Planets*
[http://www.solarviews.com/eng/ganymede.htm Jupiter's Moon Ganymede] on Views of the Solar System*
*[https://web.archive.org/web/20090618031053/http://www.lpi.usra.edu/resources/gc/gchome.shtml Ganymede Crater Database] Lunar and Planetary Institute
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