Représentation de Ganymède centrée sur 45° de longitude ouest; les zones sombres sont les régions Perrine (en haut) et Nicholson (en bas); les cratères proéminents sont Tros (en haut à droite) et Cisti (en bas à gauche).
Taillemodifier
Compositionmodifier
La densité moyenne de Ganymède, 1,936 g / cm3, suggère une composition à peu près égale de matériaux rocheux et surtout de glaces d’eau. Une partie de l’eau est liquide, formant un océan souterrain., La fraction massique du ciem est comprise entre 46 et 50%, ce qui est légèrement inférieur à celui de Callisto. Certains ciem volatils supplémentaires tels que l’ammoniac peuvent également être présents. La composition exacte de la roche de Ganymède n’est pas connue, mais est probablement proche de la composition des chondrites ordinaires de type L/LL, qui sont caractérisées par moins de fer total, moins de fer métallique et plus d’oxyde de fer que les chondrites H. Le rapport poids du fer au silicium varie entre 1,05 et 1,27 à Ganymède, alors que le rapport solaire est d’environ 1,8.,
Caractéristiques de surfacemodifier
Image en couleur améliorée de l’hémisphère arrière de Ganymède. Les rayons proéminents du cratère Tashmetum sont en bas à droite, et le grand champ d’éjecta de Hershef en haut à droite. Une partie de la dark Nicholson Regio est en bas à gauche, limitée en haut à droite par Harpagia Sulcus.
La surface de Ganymède a un albédo d’environ 43%., La glace d’eau semble omniprésente à sa surface, avec une fraction massique de 50-90%, nettement plus que dans Ganymède dans son ensemble. La spectroscopie proche infrarouge a révélé la présence de fortes bandes d’absorption de glace d’eau à des longueurs d’onde de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 et 3,0 µm. Le terrain rainuré est plus lumineux et a une composition plus glacée que le terrain sombre., L’analyse des spectres à haute résolution, proche infrarouge et UV obtenus par la sonde spatiale Galileo et à partir des observations de la Terre a révélé divers matériaux autres que l’eau: dioxyde de carbone, dioxyde de soufre et, éventuellement, cyanogène, sulfate d’hydrogène et divers composés organiques. Les résultats de Galileo ont également montré du sulfate de magnésium (MgSO4) et, éventuellement, du sulfate de sodium (Na2SO4) à la surface de Ganymède. Ces sels peuvent provenir de l’océan souterrain.,
Les cratères Gula et Achelous (en bas), dans le terrain rainuré de Ganymède, avec des éjectas » socles » et des remparts.
L’albédo de surface du Ganymédien est très asymétrique; l’hémisphère avant est plus brillant que l’hémisphère arrière. Ceci est similaire à Europa, mais l’inverse pour Callisto. L’hémisphère arrière de Ganymède semble être enrichi en dioxyde de soufre. La distribution du dioxyde de carbone ne montre aucune asymétrie hémisphérique, bien qu’elle ne soit pas observée près des pôles., Les cratères d’impact sur Ganymède (sauf un) ne montrent aucun enrichissement en dioxyde de carbone, ce qui le distingue également de Callisto. Le gaz carbonique de Ganymède a probablement été épuisé dans le passé.
La surface de Ganymède est un mélange de deux types de terrains: des régions très anciennes, fortement cratérisées, sombres et des régions un peu plus jeunes (mais encore anciennes), plus claires, marquées par un large éventail de rainures et de crêtes. Le terrain sombre, qui comprend environ un tiers de la surface, contient des argiles et des matériaux organiques qui pourraient indiquer la composition des impacts à partir desquels les satellites joviens se sont accrétés.,
Le mécanisme de chauffage nécessaire à la formation du terrain rainuré sur Ganymède est un problème non résolu dans les sciences planétaires. La vue moderne est que le terrain rainuré est principalement de nature tectonique. Cryovolcanisme est pensé pour avoir joué un rôle mineur, le cas échéant. Les forces qui ont causé les fortes contraintes dans la lithosphère de glace ganymédienne nécessaires pour initier l’activité tectonique peuvent être liées aux événements de chauffage de marée dans le passé, peut-être causés lorsque le satellite a traversé des résonances orbitales instables., La flexion de la marée de la glace peut avoir chauffé l’intérieur et tendu la lithosphère, conduisant au développement de fissures et de failles horst et graben, qui ont effacé l’ancien terrain sombre sur 70% de la surface. La formation du terrain rainuré peut également être liée à la formation précoce du noyau et au réchauffement subséquent des marées de l’intérieur de Ganymède, ce qui peut avoir provoqué une légère expansion de Ganymède de 1 à 6% en raison des transitions de phase dans la glace et de la dilatation thermique., Au cours de l’évolution ultérieure en profondeur, des panaches d’eau chaude peuvent être montés du noyau à la surface, conduisant à la déformation tectonique de la lithosphère. Le chauffage radiogénique dans le satellite est la source de chaleur actuelle la plus pertinente, contribuant, par exemple, à la profondeur de l’océan. Les modèles de recherche ont révélé que si l’excentricité orbitale était d’un ordre de grandeur supérieur à celui actuel (comme cela a pu être le cas dans le passé), le chauffage marémoteur serait une source de chaleur plus importante que le chauffage radiogénique.,
La formation de cratères est observée sur les deux types de terrain, mais elle est particulièrement étendue sur le terrain sombre: elle semble saturée de cratères d’impact et a évolué en grande partie à la suite d’événements d’impact. Le terrain plus lumineux et rainuré contient beaucoup moins de caractéristiques d’impact, qui n’ont été que d’une importance mineure pour son évolution tectonique. La densité de cratères indique un âge de 4 milliards d’années pour le terrain sombre, semblable aux hauts plateaux de la Lune, et un âge un peu plus jeune pour le terrain rainuré (mais combien plus jeune est incertain). Ganymède a peut-être connu une période de forte cratérisation 3.,il y a 5 à 4 milliards d’années semblable à celle de la Lune. Si cela est vrai, la grande majorité des impacts se sont produits à cette époque, alors que le taux de cratérisation a été beaucoup plus faible depuis. Les cratères se superposent et sont recoupés par les systèmes de rainures, ce qui indique que certaines des rainures sont assez anciennes. Des cratères relativement jeunes avec des rayons d’éjecta sont également visibles. Les cratères Ganymédiens sont plus plats que ceux de la Lune et de Mercure. Cela est probablement dû à la nature relativement faible de la croûte glacée de Ganymède, qui peut (ou pourrait) couler et adoucir ainsi le relief., D’anciens cratères dont le relief a disparu ne laissent qu’un » fantôme » d’un cratère connu sous le nom de palimpseste.
Une caractéristique importante de Ganymède est une plaine sombre nommée Galileo Regio, qui contient une série de rainures concentriques, ou sillons, probablement créés pendant une période d’activité géologique.
Ganymède a également des calottes polaires, probablement composées de gel d’eau. Le gel s’étend jusqu’à 40 ° de latitude. Ces calottes polaires ont été vues pour la première fois par la sonde Voyager. Les théories sur la formation des calottes comprennent la migration de l’eau vers des latitudes plus élevées et le bombardement de la glace par le plasma., Les données de Galileo suggèrent que ce dernier est correct. La présence d’un champ magnétique sur Ganymède entraîne un bombardement plus intense de particules chargées de sa surface dans les régions polaires non protégées; la pulvérisation conduit alors à une redistribution des molécules d’eau, le gel migrant vers des zones localement plus froides dans le terrain polaire.
Un cratère nommé Anat fournit le point de référence pour mesurer la longitude sur Ganymède. Par définition, Anat est à 128 ° de longitude. La longitude 0° fait directement face à Jupiter et, sauf indication contraire, la longitude augmente vers l’ouest.,
Structure internemodifier
Ganymède semble être entièrement différenciée, avec une structure interne composée d’un noyau fer-sulfure–fer, d’un manteau de silicate et de couches externes de glace d’eau et d’eau liquide. Les épaisseurs précises des différentes couches à l’intérieur de Ganymède dépendent de la composition supposée des silicates (fraction d’olivine et de pyroxène) et de la quantité de soufre dans le noyau. Ganymède a le facteur de moment d’inertie le plus bas, 0,31, parmi les corps solides du système solaire. Ceci est une conséquence de sa teneur en eau importante et de son intérieur entièrement différencié.,
Subsurface Oceansmodifier
Représentation découpée par l’artiste de la structure interne de Ganymède. Calques dessinés à l’échelle.
Dans les années 1970, les scientifiques de la NASA ont d’abord soupçonné que Ganymède avait un océan épais entre deux couches de glace, l’une à la surface et l’autre sous un océan liquide et au sommet du manteau rocheux. Dans les années 1990, la mission Galileo de la NASA a volé par Ganymède, et a trouvé des indications d’un tel océan souterrain., Une analyse publiée en 2014, prenant en compte la thermodynamique réaliste de l’eau et les effets du sel, suggère que Ganymède pourrait avoir un empilement de plusieurs couches océaniques séparées par différentes phases de glace, la couche liquide la plus basse étant adjacente au manteau rocheux. Le contact eau–roche peut être un facteur important dans l’origine de la vie. L’analyse note également que les profondeurs extrêmes impliquées (~800 km jusqu’au « fond marin » rocheux) signifient que les températures au fond d’un océan convectif (adiabatique) peuvent être jusqu’à 40 K plus élevées que celles à l’interface glace–eau.,
En mars 2015, les scientifiques ont rapporté que les mesures avec le télescope spatial Hubble de la façon dont les aurores se sont déplacées ont confirmé que Ganymède a un océan souterrain. Un grand océan d’eau salée affecte le champ magnétique de Ganymède et, par conséquent, son aurore. Les preuves suggèrent que les océans de Ganymède pourraient être les plus grands de tout le système solaire.
Il y a des spéculations sur l’habitabilité potentielle de Ganymède de l’océan.,
CoreEdit
L’existence d’un noyau liquide riche en fer et en nickel fournit une explication naturelle du champ magnétique intrinsèque de Ganymède détecté par la sonde spatiale Galileo. La convection dans le fer liquide, qui a une conductivité électrique élevée, est le modèle le plus raisonnable de génération de champ magnétique. La densité du noyau est de 5,5 – 6 g/cm3 et le manteau de silicate est de 3,4–3,6 g/cm3. Le rayon de ce noyau peut aller jusqu’à 500 km. La température dans le noyau de Ganymède est probablement de 1500-1700 K et la pression jusqu’à 10 GPa (99 000 atm).,
Atmosphère et ionosphèremodifier
En 1972, une équipe d’astronomes indiens, britanniques et américains travaillant à Java (Indonésie) et Kavalur (Inde) ont affirmé avoir détecté une atmosphère mince lors d’une occultation, lorsque Jupiter et elle sont passés devant une étoile. Ils ont estimé que la pression de surface était d’environ 0,1 Pa (1 microbar). Cependant, en 1979, Voyager 1 a observé une occultation de l’étoile κ Centauri lors de son survol de Jupiter, avec des résultats différents., Les mesures d’occultation ont été effectuées dans le spectre ultraviolet lointain à des longueurs d’onde inférieures à 200 nm, qui étaient beaucoup plus sensibles à la présence de gaz que les mesures effectuées en 1972 dans le spectre visible. Aucune atmosphère n’a été révélée par les données du Voyager. La limite supérieure de la densité du nombre de particules de surface a été trouvée à 1,5×109 cm-3, ce qui correspond à une pression de surface inférieure à 2,5 µPa (25 picobar). Cette dernière valeur est presque cinq ordres de grandeur de moins que l’estimation de 1972.,
Carte de température en fausse couleur de Ganymède
Malgré les données de Voyager, la preuve d’une atmosphère ténue d’oxygène (exosphère) sur Ganymède, très similaire à celle trouvée sur Europa, a été trouvée par le télescope spatial Hubble (HST) en 1995. HST effectivement observé airglow de l’oxygène atomique dans l’ultraviolet lointain aux longueurs d’onde 130.4 nm et 135.6 nm. Une telle lueur d’air est excitée lorsque l’oxygène moléculaire est dissocié par des impacts d’électrons, ce qui témoigne d’une atmosphère neutre importante composée principalement de molécules d’O2., La densité de surface se situe probablement dans la plage (1,2–7)×108 cm−3, correspondant à la pression de surface de 0,2–1,2 µPa. Ces valeurs sont en accord avec la limite supérieure du Voyager fixée en 1981. L’oxygène n’est pas une preuve de vie; on pense qu’il est produit lorsque la glace d’eau à la surface de Ganymède est divisée en hydrogène et en oxygène par rayonnement, l’hydrogène étant alors plus rapidement perdu en raison de sa faible masse atomique. La lueur observée au-dessus de Ganymède n’est pas spatialement homogène comme celle observée au-dessus d’Europe., HST a observé deux points lumineux situés dans les hémisphères nord et sud, près de ± 50° de latitude, ce qui est exactement la limite entre les lignes de champ ouvert et fermé de la magnétosphère ganymédienne (voir ci-dessous). Les points lumineux sont probablement des aurores polaires, causées par la précipitation du plasma le long des lignes de champ ouvert.
L’existence d’une atmosphère neutre implique l’existence d’une ionosphère, car les molécules d’oxygène sont ionisées par les impacts des électrons énergétiques provenant de la magnétosphère et par le rayonnement solaire EUV., Cependant, la nature de l’ionosphère ganymédienne est aussi controversée que la nature de l’atmosphère. Certaines mesures de Galilée ont trouvé une densité électronique élevée près de Ganymède, suggérant une ionosphère, tandis que d’autres n’ont rien détecté. La densité électronique près de la surface est estimée par différentes sources entre 400 et 2 500 cm−3. En 2008, les paramètres de l’ionosphère de Ganymède ne sont pas bien contrainte.
Une preuve supplémentaire de l’atmosphère d’oxygène provient de la détection spectrale de gaz piégés dans la glace à la surface de Ganymède., La détection des bandes d’ozone (O3) a été annoncée en 1996. En 1997, l’analyse spectroscopique a révélé les caractéristiques d’absorption des dimères (ou diatomiques) de l’oxygène moléculaire. Une telle absorption ne peut survenir que si l’oxygène est dans une phase dense. Le meilleur candidat est l’oxygène moléculaire piégé dans la glace. La profondeur des bandes d’absorption des dimères dépend de la latitude et de la longitude, plutôt que de l’albédo de surface—elles ont tendance à diminuer avec l’augmentation de la latitude sur Ganymède, alors que O3 montre une tendance inverse., Des travaux de laboratoire ont révélé que l’O2 ne se regrouperait pas ou ne bouillonnerait pas, mais se dissolverait dans la glace à la température de surface relativement chaude de Ganymède de 100 K (-173,15 °C).
Une recherche de sodium dans l’atmosphère, juste après cette constatation, sur Europa, n’ont rien révélé en 1997. Le sodium est au moins 13 fois moins abondant autour de Ganymède qu’autour d’Europe, peut-être en raison d’une déficience relative à la surface ou parce que la magnétosphère repousse les particules énergétiques. Un autre constituant mineur de l’atmosphère ganymédienne est l’hydrogène atomique., Des atomes d’hydrogène ont été observés jusqu’à 3 000 km de la surface de Ganymède. Leur densité à la surface est d’environ 1,5×104 cm-3.
MagnetosphereEdit
champ Magnétique de la Jovien satellite Ganymède, qui est intégré dans la magnétosphère de Jupiter. Les lignes de champ fermées sont marquées de couleur verte.
L’engin Galileo a effectué six survols rapprochés de Ganymède de 1995 à 2000 (G1, G2, G7, G8, G28 et G29) et a découvert que Ganymède a un moment magnétique permanent (intrinsèque) indépendant du champ magnétique jovien., La valeur du moment est d’environ 1,3 × 1013 T·m3, ce qui est trois fois plus grand que le moment magnétique de Mercure. Le dipôle magnétique est incliné de 176° par rapport à l’axe de rotation de Ganymède, ce qui signifie qu’il est dirigé contre le moment magnétique jovien. Son pôle nord se trouve sous le plan orbital. Le champ magnétique dipolaire créé par ce moment permanent a une force de 719 ± 2 nT à l’équateur de Ganymède, ce qui devrait être comparé au champ magnétique jovien à la distance de Ganymède—environ 120 nT., Le champ équatorial de Ganymède est dirigé contre le champ jovien, ce qui signifie que la reconnexion est possible. L’intensité du champ intrinsèque aux pôles est deux fois supérieure à celle de l’équateur—1440 nT.
Aurores sur Ganymède—le déplacement de la ceinture aurorale peut indiquer un océan salin souterrain.
Le moment magnétique permanent sculpte une partie de l’espace autour de Ganymède, créant une minuscule magnétosphère intégrée à l’intérieur de celle de Jupiter; c’est la seule lune du Système solaire connue pour posséder cette caractéristique. Son diamètre est de 4-5 rayons de Ganymède., La magnétosphère ganymédienne a une région de lignes de champ fermées situées en dessous de 30 ° de latitude, où les particules chargées (électrons et ions) sont piégées, créant une sorte de ceinture de rayonnement. La principale espèce d’ions dans la magnétosphère est l’oxygène ionisé unique-O + – qui correspond bien à l’atmosphère ténue d’oxygène de Ganymède. Dans les régions de la calotte polaire, à des latitudes supérieures à 30°, les lignes de champ magnétique sont ouvertes, reliant Ganymède à l’ionosphère de Jupiter., Dans ces zones, les électrons et les ions énergétiques (des dizaines et des centaines de kiloélectronvolts) ont été détectés, ce qui peut provoquer les aurores observées autour des pôles ganymédiens. De plus, les ions lourds précipitent continuellement sur la surface polaire de Ganymède, pulvérisant et assombrissant la glace.
L’interaction entre la magnétosphère ganymédienne et le plasma jovien est à bien des égards similaire à celle du vent solaire et de la magnétosphère terrestre., Le plasma en co-rotation avec Jupiter empiète sur le côté arrière de la magnétosphère ganymédienne tout comme le vent solaire empiète sur la magnétosphère terrestre. La principale différence est la vitesse du flux de plasma—supersonique dans le cas de la Terre et subsonique dans le cas de Ganymède. En raison de l’écoulement subsonique, il n’y a pas de choc d’arc au large de l’hémisphère arrière de Ganymède.
En plus du moment magnétique intrinsèque, Ganymède possède un champ magnétique dipolaire induit. Son existence est liée à la variation du champ magnétique jovien près de Ganymède., Le moment induit est dirigé radialement vers ou depuis Jupiter en suivant la direction de la partie variable du champ magnétique planétaire. Le moment magnétique induit est un ordre de grandeur plus faible que le moment intrinsèque. L’intensité du champ induit à l’équateur magnétique est d’environ 60 nT—la moitié de celle du champ jovien ambiant. Le champ magnétique induit de Ganymède est similaire à ceux de Callisto et Europa, indiquant que Ganymède a également un océan d’eau souterraine avec une conductivité électrique élevée.,
Étant donné que Ganymède est complètement différencié et possède un noyau métallique, son champ magnétique intrinsèque est probablement généré de la même manière que celui de la Terre: à la suite du déplacement de matériau conducteur à l’intérieur. Le champ magnétique détecté autour de Ganymède est susceptible d’être causé par la convection de composition dans le noyau, si le champ magnétique est le produit de l’action de la dynamo, ou magnétoconvection.
Malgré la présence d’un noyau de fer, la magnétosphère de Ganymède reste énigmatique, d’autant plus que des corps similaires n’ont pas cette caractéristique., Certaines recherches ont suggéré que, compte tenu de sa taille relativement petite, le noyau devrait avoir suffisamment refroidi au point où les mouvements du fluide, donc un champ magnétique ne serait pas soutenu. Une explication est que les mêmes résonances orbitales proposées pour avoir perturbé la surface ont également permis au champ magnétique de persister: avec l’excentricité de Ganymède pompée et le chauffage de marée du manteau a augmenté pendant de telles résonances, réduisant le flux de chaleur du noyau, le laissant fluide et convectif., Une autre explication est une aimantation résiduelle des roches silicatées dans le manteau, ce qui est possible si le satellite avait un champ dynamo plus important dans le passé.
Environnement de radiationmodifier
Le niveau de rayonnement à la surface de Ganymède est considérablement inférieur à celui d’Europa, étant de 50-80 mSv (5-8 rem) par jour, une quantité qui causerait une maladie grave ou la mort chez les êtres humains exposés pendant deux mois.