Xem mã nguồn của Ganymede (vệ tinh)

{{bài cùng tên|Ganymede}}
{| class="infobox" style="font-size: 90%"
|+ style="font-size:larger;" | '''Ganymede'''
|-
| colspan="2" style="text-align:center"| [[Tập tin:Ganymede - Perijove 34 Composite.png|giữa|nhỏ|250px|Ganymede chụp bởi tàu ''[[Juno (tàu vũ trụ)|Juno]]'' năm 2021.]]
|-
| colspan="2" style="text-align:center; background: #a0ffa0;" |''' Quỹ đạo'''
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Củng điểm quỹ đạo#Viễn điểm quỹ đạo|Viễn điểm quỹ đạo]]''' 
| style="font-size:100%;"|1.071.600&nbsp;km {{Ref_label|A|a|none}}
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Củng điểm quỹ đạo#Cận điểm quỹ đạo|Cận điểm quỹ đạo]]''' 
| style="font-size:100%;"|1.069.200&nbsp;km {{Ref_label|B|b|none}}
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Bán trục lớn|Bán kính quỹ đạo]]''' 
| style="font-size:100%;"|1.070.400&nbsp;km<ref name=orbit>{{Chú thích web|tiêu đề=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|nhà xuất bản=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|ngày truy cập=2009-05-05|archive-date=2011-08-22|archive-url=https://www.webcitation.org/617VryYmR?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|url-status=live}}</ref>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Độ lệch tâm quỹ đạo|Độ dẹt quỹ đạo]]''' 
| style="font-size:100%;"|0,0013<ref name=orbit/>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Chu kỳ quỹ đạo|Chu kì quay]]''' 
| style="font-size:100%;"|7,15455296 ngày<ref name=orbit/>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Tốc độ quay trung bình]]''' 
| style="font-size:100%;"|10,880&nbsp;km/s
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Độ nghiêng quỹ đạo|Độ nghiêng]]''' 
| style="font-size:100%;"|0,20°<br /> với xích đạo Sao Mộc<ref name=orbit/>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Vệ tinh]] của''' 
| style="font-size:100%;"|[[Sao Mộc]]
|-
| colspan="2" style="text-align: center; background: #a0ffa0; "|'''Đặc điểm vật lý'''
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Bán kính]]''' 
| style="font-size:100%;"|2.634,1 ± 0,3&nbsp;km (0,413 [[Trái Đất]])<ref name=Showman1999/>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Hình cầu dẹt#Diện tích bề mặt|Diện tích bề mặt]]''' 
| style="font-size:100%;"|8,70 × 10<sup>7</sup> km² (0,171 Trái Đất) {{Ref_label|C|c|none}}
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Thể tích]]''' 
| style="font-size:100%;"|7,6 × 10<sup>10</sup> km³ (0,0704 Trái Đất) {{Ref_label|D|d|none}}
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Khối lượng]]''' 
| style="font-size:100%;"|1,4819 × 10<sup>23</sup> kg <br /> (0,018 Trái Đất)<ref name=Showman1999/>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Khối lượng riêng#Kh.E1.BB.91i l.C6.B0.E1.BB.A3ng ri.C3.AAng trung b.C3.ACnh|Mật độ trung bình]]''' 
| style="font-size:100%;"|1,936 g/cm³<ref name=Showman1999/>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Hấp dẫn bề mặt|Gia tốc bề mặt tại quỹ đạo]]''' 
| style="font-size:100%;"|1,428&nbsp;m/s² {{Ref_label|E|e|none}}
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Tốc độ vũ trụ cấp 2|Vận tốc vũ trụ cấp 2]]''' 
| style="font-size:100%;"|2,741&nbsp;km/s {{Ref_label|F|f|none}}
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Chu kỳ tự quay|Chu kì tự quay]]''' 
| style="font-size:100%;"|bằng chu kì quay quanh Sao Mộc
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Độ nghiêng trục quay|Độ nghiêng trục]]''' 
| style="font-size:100%;"|0–0,33°<ref name=Bills2005/>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Suất phản chiếu]]''' 
| style="font-size:100%;"|0,43 ± 0,02<ref name=jplfact>{{Chú thích web|họ 1=Yeomans|tên 1=Donald K.|ngày tháng=ngày 13 tháng 7 năm 2006|tiêu đề=Planetary Satellite Physical Parameters|nhà xuất bản=JPL Solar System Dynamics|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|ngày truy cập=ngày 5 tháng 11 năm 2007|archive-date=2009-08-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20090814111752/http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|url-status=live}}</ref>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Nhiệt độ]] bề mặt''' (theo độ [[Kelvin|K]])
| style="font-size:100%;"|nhỏ - giữa - lớn <br /> 70<ref name=Delitsky1998/> 110<ref name=Delitsky1998>{{chú thích tạp chí|authors=Mona L. Delitsky & Lane, Arthur L.|title=Ice chemistry of Galilean satellites|journal=J.of Geophys. Res.|year=1998|volume=103|issue=E13|pages=31,391–31,403|doi=10.1029/1998JE900020|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/20675/1/98-1725.pdf|format=pdf|access-date = ngày 5 tháng 5 năm 2009 |archive-date = ngày 4 tháng 3 năm 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304000258/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/20675/1/98-1725.pdf}}</ref> 152<ref name=Orton1996>{{chú thích tạp chí|authors=G.S. Orton; Spencer G.R.; Travis L.D. và ctv.|title=Galileo Photopolarimeter-radiometer observations of Jupiter and the Galilean Satellites|journal=[[Science]]|year=1996|volume=274|pages=389–391|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Sci...274..389O|doi=10.1126/science.274.5286.389|access-date=2009-05-05|archive-date=2017-08-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20170831234035/http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Sci...274..389O}}</ref>
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Cấp sao biểu kiến]]''' (H) 
| style="font-size:100%;"| 4,61<ref name=jplfact/> <small>([[xung đối]])</small>
|-
| colspan="2" style="text-align: center; background: #a0ffa0; "|'''Khí quyển'''
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Áp suất khí quyển|Áp suất bề mặt]]''' 
| style="font-size:100%;"|rất nhỏ
|-
| style="width: 9em;" | '''[[Thành phần]]''' 
| style="font-size:100%;"|[[Oxy]]<ref name=Hall1998/>
|}
'''Ganymede''' (phiên âm /ˈgænɨmiːd/ GAN-ə-meed)<ref>In US dictionary transcription, {{USdict|găn′•<s>ı</s>•mēd}}</ref> là [[vệ tinh tự nhiên]] lớn nhất của [[Sao Mộc]] và cũng là [[Danh sách vật thể trong Hệ Mặt Trời theo kích cỡ#Vật thể có bán kính tương đương hoặc lớn hơn 200km|vệ tinh lớn nhất]] trong [[hệ Mặt Trời]]. Thậm chí nó còn lớn hơn cả [[Sao Thủy]], vốn đã từng được coi là một [[hành tinh]] (bán kính 2634,1&nbsp;km so với 1195&nbsp;km hay 2,2 lần, thể tích 7,6 × 10<sup>10</sup> km³ so với 0,715 × 10<sup>10</sup> km³ hay 11 lần và khối lượng 148,19 × 10<sup>21</sup> kg so với 12,5 × 10<sup>21</sup> kg hay 12 lần). Ganymede quay một vòng quanh Sao Mộc hết hơn 7 ngày. Tính theo khoảng cách đến Sao Mộc, Ganymede là vệ tinh đứng thứ 7 trong tất cả các vệ tinh và đứng thứ 3 trong [[Vệ tinh Galileo|4 vệ tinh lớn]] của Sao Mộc (4 vệ tinh Galileo).<ref name="Planetary Society"/> Ganymede tham gia vào hiện tượng [[cộng hưởng quỹ đạo]] với [[Europa (vệ tinh)|Europa]] và [[Io (vệ tinh)|Io]] theo tỉ lệ 1: 2: 4 (Ganymede quay 1 vòng quanh Sao Mộc trong thời gian Europa quay 2 vòng và Io quay 4 vòng). Ganymede to hơn [[Sao Thủy]] nhưng do mật độ thấp nên nó chỉ nhẹ bằng một nửa Sao Thủy.<ref name="nineplanets.org-Ganymede">{{Chú thích web|nhà xuất bản=nineplanets.org|tiêu đề=Ganymede|ngày tháng=ngày 31 tháng 10 năm 1997|url=http://www.nineplanets.org/ganymede.html|ngày truy cập=ngày 27 tháng 2 năm 2008|archive-date=2019-08-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20190827231253/https://nineplanets.org/ganymede.html|url-status=live}}</ref>

Vệ tinh Ganymede có thành phần chủ yếu từ [[Silicat|đá silicate]] và [[Băng|băng đá]]. Ganymede được phân lớp đầy đủ thành các lớp riêng biệt với một lõi nóng chảy giàu sắt. Các nhà khoa học tin rằng giữa các lớp băng của Ganymede là một biển nước muối dày nằm sâu 200&nbsp;km trong lòng vệ tinh.<ref name=JPLDec>{{Chú thích web|url=http://www.jpl.nasa.gov/releases/2000/aguganymederoundup.html|tiêu đề=Solar System's largest moon likely has a hidden ocean|ngày truy cập=ngày 11 tháng 1 năm 2008|ngày tháng=ngày 16 tháng 12 năm 2000|work=Jet Propulsion Laboratory|nhà xuất bản=NASA|archive-date=2012-02-04|archive-url=https://www.webcitation.org/65CgoVa4T?url=http://www.jpl.nasa.gov/releases/2000/aguganymederoundup.html|url-status=live}}</ref> Bề mặt của nó có 2 kiểu địa hình chính. Vùng tối màu có vô số những hố [[thiên thạch]], được hình thành 4 tỉ năm trước và chiếm 1/3 diện tích bề mặt vệ tinh. Phần còn lại là vùng sáng màu hơn có nhiều những rặng núi và đường rãnh hình thành muộn hơn một chút. Nguyên nhân của những vết đứt gãy địa tầng xuất hiện trên vùng sáng của Ganymede có thể là từ những hoạt động [[địa chất học|địa chất]] sinh ra từ nhiệt ma sát do biến dạng của Ganymede dưới lực hấp dẫn từ Sao Mộc.<ref name=Showman1999/>

Ganymede là vệ tinh duy nhất trong hệ Mặt Trời đã phát hiện được sự xuất hiện của [[quyển từ]]. Từ quyển của Ganymede rất yếu sinh ra do những quá trình đối lưu trong phần lõi kim loại nóng chảy của nó.<ref name=Kivelson2002/> Từ quyển này gần như không đáng kể khi so với từ trường cực mạnh của Sao Mộc. Từ quyển của Ganymede kết nối với từ trường của Sao Mộc bằng các đường sức từ không khép kín. Người ta cũng đã phát hiện ra dấu vết của một lớp khí quyển rất mỏng trên bề mặt của Ganymede. Khí quyển này chứa [[Oxy|O]], [[Oxy|O<sub>2</sub>]] và [[Ôzôn|O<sub>3</sub>]]. [[Hiđrô|Hydro]] nguyên tử cũng xuất hiện mặc dù rất ít trong thành phần của khí quyển Ganymede. Chưa tìm thấy bằng chứng rõ rệt về [[tầng điện li]] tương ứng với tầng khí quyển của Ganymede.<ref name=Eviatar2001/>

Nhà thiên văn học vĩ đại [[Galileo Galilei]] phát hiện ra Ganymede trong năm 1610, cùng năm với cả ba vệ tinh lớn còn lại.<ref name="Sidereus Nuncius">{{Chú thích web|url=http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html|tiêu đề=Sidereus Nuncius|work=Eastern Michigan University|ngày truy cập=ngày 11 tháng 1 năm 2008|archive-date = ngày 23 tháng 8 năm 2009 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090823094340/http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html}}</ref> Một nhà thiên văn khác, [[Simon Marius]], đã đề xuất đặt tên cho vệ tinh theo tên của nhân vật trong [[thần thoại Hy Lạp|thần thoại Hi Lạp]] [[Ganymede (thần thoại)|Ganymede]]. Đây là nam thần rót rượu cho Zeus và là một trong những người tình của [[Zeus]]<ref name="Naming"/> (''Jupiter'' theo [[tiếng Hy Lạp|tiếng Hi Lạp]]). Công cuộc khám phá các vệ tinh của Sao Mộc bắt đầu từ khi tàu thám hiểm [[Pioneer 10]] bay qua bề mặt các vệ tinh này những năm 1970.<ref name="Pioneer 11"/> Tiếp sau đó, [[Chương trình Voyager|tàu thám hiểm Voyager]] cung cấp những dữ liệu chính xác hơn về kích thước và gần đây nhất, [[Galileo (tàu vũ trụ)|tàu thám hiểm Galileo]] đã phát hiện ra từ trường của Ganymede và khả năng có biển dưới bề mặt của nó. Dự án Jupiter Icy Moons Orbiter với mục đích phóng một vệ tinh nhân tạo nên quỹ đạo của Ganymede đã bị [[NASA]] dừng lại vào năm 2005.

== Phát hiện và đặt tên ==
[[Tập tin:Zeus i Ganimedes, terracota. Taller corinti, 480-479 aC. Museu arqueològic d'Olímpia.JPG|nhỏ|trái|150px|Zeus bắt Ganymede]]
Ngày 11 tháng 1 năm 1610, [[Galileo Galilei]] quan sát được 3 ngôi sao ở gần [[Sao Mộc]]. Hôm sau, ông nhận thấy chúng có vẻ như đang dịch chuyển. Tiếp đó, vào ngày 13, Galile lại phát hiện thấy một ngôi sao nữa, chính là Ganymede. Tới ngày 15 tháng 1, ông rút ra kết luận những ngôi sao mới phát hiện là những thiên thể quay quanh Sao Mộc.<ref name="Discovery">{{Chú thích web | url = http://www.iki.rssi.ru/solar/eng/galdisc.htm | tiêu đề = The Discovery of the Galilean Satellites | nhà xuất bản = Space Research Institute, Russian Academy of Sciences | work = Views of the Solar System | ngày truy cập = ngày 24 tháng 11 năm 2007 | archive-date = 2007-11-18 | archive-url = https://web.archive.org/web/20071118221327/http://www.iki.rssi.ru/solar/eng/galdisc.htm | url-status = live }}</ref> Ông cũng đặt tên cho chúng là những ''Những ngôi sao của Medici'' và cân nhắc thêm một cái tên khác là ''Những ngôi sao của Cosimo'' theo tên của [[đại công tước]] [[Cosimo de’ Medici]], người bảo trợ cho những nghiên cứu khoa học của ông.<ref name="Naming">{{Chú thích web | url = http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html | tiêu đề = Satellites of Jupiter | work = The Galileo Project | ngày truy cập = ngày 24 tháng 11 năm 2007 | archive-date = 2019-11-01 | archive-url = https://web.archive.org/web/20191101192948/http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html | url-status = live }}</ref>

[[Nicolas-Claude Fabri de Peiresc]], một nhà thiên văn học người Pháp đề nghị đặt tên các thành viên của [[gia đình Medici]] cho các vệ tinh, nhưng đề nghị này bị bác bỏ.<ref name="Naming"/> [[Simon Marius]], người được coi là đã phát hiện ra 4 vệ tinh lớn của Sao Mộc độc lập với Galile,<ref name="College">{{Chú thích web | url = http://www.cascadia.ctc.edu/facultyweb/instructors/jvanleer/astro%20sum01/astro101/discovery.htm | tiêu đề = DISCOVERY | work = Cascadia Community College | ngày truy cập = ngày 24 tháng 11 năm 2007 | archive-date = ngày 20 tháng 9 năm 2006 | archive-url = https://web.archive.org/web/20060920121740/http://www.cascadia.ctc.edu/facultyweb/instructors/jvanleer/astro%2Bsum01/astro101/discovery.htm | url-status=dead }}</ref> lúc đầu muốn đặt tên cho 4 vệ tinh ấy là: Sao Thổ của Sao Mộc, Sao Mộc của Sao Mộc (tức là Ganymede), Sao Kim của Sao Mộc và Sao Thủy của Sao Mộc. Nhưng đề nghị này cũng không được chấp thuận. Sau đó, theo một đề xuất của [[Johannes Kepler]], Marius đưa ra những cái tên khác.<ref name="Naming"/> Các vệ tinh của Sao Mộc được đặt theo tên những người tình của Jupiter. [[Ganymede (thần thoại)|Ganymede]] theo [[thần thoại Hy Lạp|thần thoại Hi Lạp]] là một chàng trai trẻ, hoàng tử thành [[Troia|Troy]], một hoàng tử đẹp nhất trong số những người phàm trần. Chàng đã bị [[Zeus]], cũng tức là Jupiter, bắt về làm người hầu rượu trên [[núi Ólympos|đỉnh Olympus]] và làm người tình nam của ông ta.<ref name="Discovery"/>

Thế nhưng trong nhiều thế kỉ, người ta không thích gọi tên những vệ tinh như vậy, chỉ đơn giản là Jupiter III theo cách gọi lúc ban đầu của Galileo (có nghĩa là vệ tinh thứ ba của Sao Mộc). Mãi đến giữa thế kỉ 20, cách gọi tên theo các vị thần như đề nghị ban đầu của Simon Marius mới trở nên phổ biến.<ref name="Naming"/> Ganymede là vệ tinh lớn duy nhất của Sao Mộc được đặt tên theo một nhân vật [[nam giới]]<!--thực ra là đồng giới-->.

== Quỹ đạo ==
[[Tập tin:Galilean moon Laplace resonance animation.gif|365px|Quỹ đạo cộng hưởng của Ganymede, [[Europa (vệ tinh)|Europa]], và [[Io (vệ tinh)|Io]]|trái|nhỏ]] 
Ganymede quay xung quanh Sao Mộc với khoảng cách trung bình là 1.070.400&nbsp;km và là vệ tinh thứ 3 trong số 4 vệ tinh lớn của Sao Mộc.<ref name="Planetary Society">{{Chú thích web| url=http://www.planetary.org/explore/topics/our_solar_system/jupiter/moons.html| tiêu đề=Jupiter's Moons| work=The Planetary Society| ngày truy cập=ngày 7 tháng 12 năm 2007| url lưu trữ=https://web.archive.org/web/20060208135716/http://www.planetary.org/explore/topics/our_solar_system/jupiter/moons.html| ngày lưu trữ=2006-02-08|url-status=live}}</ref> Nó quay một vòng hết 7 ngày và 3 giờ. Giống như hầu hết các vệ tinh, Ganymede luôn quay một mặt về phía Sao Mộc.<ref name="The Grand Tour">{{chú thích sách |title=The Grand Tour: A Traveler's Guide to the Solar System|url=https://archive.org/details/grandtourtravele0000hart|authorlink= Ron Miller (artist and author)|authors=Ron Miller & William K. Hartmann|year=2005|pages=[https://archive.org/details/grandtourtravele0000hart/page/n117 108]–114|publisher= Workman Publishing|location=Thailand|edition=3rd|isbn=0-7611-3547-2}}</ref> [[Quỹ đạo]] của Ganymede rất tròn với độ dẹt gần bằng 0. Mặt phẳng quỹ đạo hơi nghiêng một chút so với [[xích đạo|đường xích đạo]] của Sao Mộc. Độ dẹt và độ nghiêng nói trên thay đổi gần như có chu kỳ (cỡ khoảng vài trăm năm) do sự nhiễu loạn hấp dẫn từ [[Mặt Trời]] và các thiên thể khác. Khoảng thay đổi của độ dẹt là cỡ 0,0009–0,0022 trong khi khoảng thay đổi góc nghiêng cỡ 0,05–0,32°<ref name=Musotto2002>{{chú thích tạp chí|authors=Susanna Musotto; Varadi, Ferenc; Moore, William; Schubert, Gerald|title=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|year=2002|volume=159|pages=500–504|doi=10.1006/icar.2002.6939|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M|journal=Icarus|access-date=2009-05-05|archive-date=2007-10-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20071024202630/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M}}</ref>. Góc nghiêng giữa trục của vệ tinh và pháp tuyến mặt phẳng quỹ đạo do đó cũng thay đổi từ 0 đến 0,33°<ref name=Bills2005>{{chú thích tạp chí|last=Bills|first=Bruce G.|title=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|year=2005|volume=175|pages=233–247|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B|journal=Icarus|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604001955/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B}}</ref>.

Ganymede tham gia vào một hệ [[quỹ đạo cộng hưởng]] đặc biệt với [[Europa (vệ tinh)|Europa]], và [[Io (vệ tinh)|Io]]: mỗi vòng quay của Ganymede tương ứng với 2 vòng quay của Europa và 4 vòng quay của Io<ref name=Musotto2002/><ref name="SPACE.com">{{Chú thích web|url=http://www.space.com/searchforlife/seti_tidal_europa_021003.html|tiêu đề=High Tide on Europa|work=SPACE.com|ngày truy cập=ngày 7 tháng 12 năm 2007|url lưu trữ=https://web.archive.org/web/20021202065811/http://www.space.com/searchforlife/seti_tidal_europa_021003.html|ngày lưu trữ=2002-12-02|url-status=live}}</ref>. Thời điểm Io và Europa nằm trên cùng một bán kính vẽ từ tâm Sao Mộc, Io nằm ở cận điểm của quỹ đạo và Europa nằm tại [[củng điểm quỹ đạo#Viễn điểm quỹ đạo|viễn điểm]]. Khi Europa và Ganymede ở vị trí tương tự, Europa nằm ở [[củng điểm quỹ đạo#Cận điểm quỹ đạo|cận điểm]] của quỹ đạo<ref name=Musotto2002/>. Đặc biệt có khả năng 3 vệ tinh này nằm thẳng hàng với tâm của Sao Mộc. Hệ quỹ đạo cộng hưởng như vậy là đặc biệt và duy nhất trong [[hệ Mặt Trời]]. Nó được gọi là cộng hưởng Laplace<ref name=Showman1997a>{{chú thích tạp chí|authors=Adam P. Showman & Malhotra, Renu|title=Tidal Evolution into the Laplace Resonance and the Resurfacing of Ganymede|journal=Icarus|year=1997|volume=127|pages=93–111|doi=10.1006/icar.1996.5669|url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1997.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2011-05-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20110514231007/http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1997.pdf}}</ref>.

Hiệu ứng cộng hưởng Laplace hiện tại khiến cho [[độ dẹt quỹ đạo]] của Ganymede không thể đạt giá trị cao hơn<ref name=Showman1997a/>. Độ dẹt hiện nay, vào khoảng 0,0013, là kết quả sót lại của một quá trình tăng độ dẹt quỹ đạo trong quá khứ<ref name="SPACE.com"/>. Sau đó, độ dẹt của Ganymede có thể đã giảm dần do hiện tượng hao mòn năng lượng trong lõi của Ganymede<ref name=Showman1997a/>. Với độ dẹt quỹ đạo nhỏ như vậy<ref name="SPACE.com"/>, sự thay đổi [[tương tác hấp dẫn|lực hấp dẫn]] của Sao Mộc lên Ganymede là rất nhỏ<ref name=Showman1997a/>. Sự thay đổi này không đủ để làm biến dạng Ganymede ở một mức độ tương đối, và vì thế nhiệt sinh ra do sự biến dạng của nó cũng là không đáng kể. Trong quá khứ, có thể các vệ tinh Ganymede, Europa và Io đã trải qua những thời kì mà quỹ đạo của chúng chỉ gần như cộng hưởng Laplace thôi{{Ref_label|J|j|none}}. Điều này khiến quỹ đạo của Ganymede tương đối dẹt hơn hiện tại, cỡ khoảng 0,01 đến 0,02<ref name=Showman1999/><ref name=Showman1997a/>. Nhiệt lượng sinh ra do biến dạng của Ganymede vì thế cũng lớn hơn. Nhiệt lượng này có thể là nguyên nhân sinh ra bề mặt nhiều đường rãnh của Ganymde<ref name=Showman1999/><ref name=Showman1997a/>.

Quá trình hình thành nên cộng hưởng Laplace của 3 vệ tinh Io, Europa và Ganymede hiện nay vẫn là một bí ẩn. Có 2 giả thuyết được đưa ra: giả thuyết thứ nhất là hệ cộng hưởng như vậy đã được hình thành ngay từ lúc ban đầu của hệ Mặt Trời<ref name=Peale2002>{{chú thích tạp chí|authors=S.J. Peale & Lee, Man Hoi|title=A Primordial Origin of the Laplace Relation Among the Galilean Satellites|journal=Science|year=2002|volume=298|pages=593–597|doi=10.1126/science.1076557|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Sci...298..593P|pmid=12386333|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002005/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Sci...298..593P}}</ref>. Giả thuyết thứ hai là hệ cộng hưởng được hình thành sau một quá trình thay đổi quỹ đạo sau đó. Quá trình đó có thể diễn giải như sau: Io tăng dần bán kính quỹ đạo của nó với Sao Mộc cho đến khi nó hình thành cộng hưởng 2: 1 với Europa. Sau đó quá trình này vẫn tiếp tục nhưng một phần của [[mômen quay]] được chuyển sang cho Europa. Đến lượt Europa tăng dần bán kính quỹ đạo đến khi hình thành cộng hưởng 2: 1 với Ganymede<ref name=Showman1997a/>. Cuối cùng, tốc độ dịch chuyển các điểm [[giao hội]] của 3 vệ tinh được đồng bộ hóa và bị khóa lại trong [[cộng hưởng Laplace]]<ref name=Showman1997a/>.

== Đặc điểm ==

=== Kích thước và thành phần ===
[[Tập tin:Galilean satellites noborder.jpg|nhỏ|320px|Kích thước của Ganymede (thứ ba bên phải) so với 3 vệ tinh lớn còn lại.]]
[[Tập tin:Ganymed Earth Moon Comparison.png|nhỏ|320px|Kích thước của Trái Đất, Mặt Trăng và Ganymede.]]

Ganymede là [[vệ tinh tự nhiên]] lớn nhất của [[Sao Mộc]] và lớn nhất trong [[Hệ Mặt Trời]].<ref>{{Chú thích web|title=Ganymede|url=https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/ganymede/in-depth|access-date=2021-06-15|website=NASA Solar System Exploration|archive-date=2018-11-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20181112163337/https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/ganymede/in-depth/|url-status=live}}</ref> Với đường kính của Ganymede là 5268&nbsp;km, cho thấy nó bằng 0,413 lần so với đường kính [[Trái Đất]], 0,77 lần so với [[Sao Hỏa]], 1,02 lần so với [[Titan (vệ tinh)|Titan]] của Sao Thổ (vệ tinh lớn thứ hai trong Hệ Mặt Trời), 1,08 lần so với [[Sao Thủy]], 1,09 lần so với [[Callisto (vệ tinh)|Callisto]], 1,45 lần so với [[Io (vệ tinh)|Io]] và 1,51 lần so với [[Mặt Trăng]]. Khối lượng của Ganymede lớn hơn 10% khối lượng của Titan, 38% của Callisto, 66% của Io và 2 lần của Mặt Trăng.<ref name="nineplanets.org-Ganymede" />

Mật độ trung bình của Ganymede ở vào khoảng 1,936 g/cm³. Với mật độ đó, Ganymede có thể được cấu thành từ một lượng đá và băng tương đương<ref name=Showman1999/>. Tỉ lệ băng nằm trong khoảng 46–50%, thấp hơn một chút so với tỉ lệ băng của [[Callisto (vệ tinh)|Callisto]]<ref name=Kuskov2005>{{chú thích tạp chí|authors=O.L. Kuskov & Kronrod, V.A.|title=Internal structure of Europa and Callisto|year=2005|volume=177|pages=550–369|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K|journal=Icarus|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002009/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K}}</ref>. Ngoài ra còn có thể xuất hiện một số băng dễ bay hơi như băng amonia<ref name=Kuskov2005/><ref name=Spohn2003>{{chú thích tạp chí|authors=T. Spohn & Schubert, G.|title=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|journal=Icarus|year=2003|volume=161|pages=456–467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf|format=pdf|access-date = ngày 5 tháng 5 năm 2009 |archive-date = ngày 27 tháng 2 năm 2008 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080227015925/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf}}</ref>. Người ta vẫn chưa xác định được chính xác thành phần cấu tạo của Ganymede nhưng có lẽ đá trên Ganymede sẽ tương đối giống với các thiên thạch thường dạng L/LL. So với thiên thạch dạng H, thiên thạch dạng L/LL có ít sắt nguyên chất, nhiều oxit sắt hơn nhưng lại kém về tổng khối lượng sắt trong cấu tạo. Tỉ lệ giữa [[sắt]] và [[silic]] ở khoảng từ 1,05–1,27, trong khi ở [[Mặt Trời]] tỉ lệ này là cỡ 1,8<ref name=Kuskov2005/>.

Bề mặt của Ganymede có độ phản xạ vào khoảng 43%<ref name=Calvin1995/>. Có vẻ như bề mặt này được bao phủ bởi từ 50 đến 90% băng nước<ref name=Showman1999>{{chú thích tạp chí|authors=Adam P. Showman & Malhotra, Renu|title=The Galilean Satellites|year=1999|journal=Science|volume=286|pages=77–84|doi=10.1126/science.286.5437.77|url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf|format=pdf|pmid=10506564|access-date=2009-05-05|archive-date=2011-05-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20110514231040/http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf}}</ref>, lớn hơn đáng kể so với tỉ lệ băng trên Ganymede nói chung. Các quan trắc quang phổ cận hồng ngoại của Ganymde đã cho thấy sự xuất hiện của dải hấp thụ rất mạnh của băng nước tại các bước sóng 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 và 3,0 μm<ref name=Calvin1995>{{chú thích tạp chí|authors=Wendy M. Calvin; Clark, Roger N.;Brown, Robert H.; and Spencer John R.|title=Spectra of the ice Galilean satellites from 0.2 to 5 µm: A compilation, new observations, and a recent summary|journal=J.of Geophys. Res.|year=1995|volume=100|pages=19,041–19,048|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JGR...10019041C|doi=10.1029/94JE03349|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002015/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JGR...10019041C}}</ref>. Phần bề mặt có nhiều đường rãnh sáng hơn và có nhiều băng hơn phần bề mặt mịn và tối màu<ref name="RESA">{{Chú thích web|url=http://www.resa.net/nasa/ganymede.htm|tiêu đề=Ganymede: the Giant Moon|work=Wayne RESA|ngày truy cập=ngày 31 tháng 12 năm 2007|archive-date = ngày 2 tháng 12 năm 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20071202132022/http://www.resa.net/nasa/ganymede.htm}}</ref>. Phân tích quang phổ sử dụng tia hồng ngoại và tia cực tím với độ phân giải cao bằng [[tàu thám hiểm Galileo]] và bằng các kính thiên văn mặt đất đã chỉ ra sự tồn tại của một số chất khác trên bề mặt Ganymede: [[Cacbon điôxít|CO<sub>2</sub>]], [[Lưu huỳnh đioxyt|SO<sub>2</sub>]], (CN)<sub>2</sub>, các sulfat và thậm chí là một số hợp chất hữu cơ<ref name=Showman1999/><ref name=McCord1998>{{chú thích tạp chí|authors=T.B. McCord; Hansen, G.V.; Clark, R.N.|title=Non-water-ice constituents in the surface material of the icy Galilelean satellites from Galileo near-infrared mapping spectrometer investigation|journal=J. Of Geophys. Res.|year=1998|volume=103|issue=E4|pages=8,603–8,626|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998JGR...103.8603M|doi=10.1029/98JE00788|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002019/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998JGR...103.8603M}}</ref>. Một số muối sulfate đã được phát hiện bởi tàu Galileo như magnesi sulfate (MgSO<sub>4</sub>) hay có thể là natri sulfate (Na<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>)<ref name="The Grand Tour"/><ref name=McCord2001>{{chú thích tạp chí|authors=Thomas B. McCord; Hansen, Gary B.; Hibbitts, Charles A.|title=Hydrated Salt Minerals on Ganymede’s Surface: Evidence of an Ocean Below|journal=Science|year=2001|volume=292|pages=1523–1525|doi=10.1126/science.1059916|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Sci...292.1523M|pmid=11375486|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002022/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Sci...292.1523M}}</ref>. Các muối này có thể bắt nguồn từ đại dương ngầm trong lòng Ganymde<ref name=McCord2001/>

Bề mặt của Ganymde không đối xứng, bề mặt nhìn theo chiều quay{{Ref_label|G|g|none}} (do các vệ tinh nói chung không tự quay mà chỉ quay quanh hành tinh chủ nên bề mặt này là không đổi) sáng hơn so với bề mặt hướng ngược lại<ref name=Calvin1995/>. Bề mặt này có vẻ như có nhiều SO<sub>2</sub><ref name=Domingue1996>{{chú thích tạp chí|authors=Deborah Domingue; Lane, Arthur; Moth, Pimol|title=Evidence from IUE for Spatial and Temporal Variations in the Surface Composition of the Icy Galilean Satellites|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|year=1996|volume=28|pages=1070|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996DPS....28.0404D|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002028/http://adsabs.harvard.edu/abs/1996DPS....28.0404D}}</ref><ref name=Domingue1998>{{chú thích tạp chí|authors=Deborah L. Domingue; Lane, Arthur L.; Beyer, Ross A.|title=IEU’s detection of tenuous SO2 frost on Ganymede and its rapid time variability|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1998|volume=25|issue=16|pages=3,117–3,120|doi=10.1029/98GL02386|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998GeoRL..25.3117D|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002029/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998GeoRL..25.3117D}}</ref>. Europa cũng có hiện tượng tương tự nhưng Calliso thì ngược lại<ref name=Calvin1995/>. Sự phân bố [[Cacbon điôxít|CO<sub>2</sub>]] trên bề mặt Ganymede không thể hiện bất kì sự bất đối xứng nào mặc dù người ta không quan sát được CO<sub>2</sub> gần các cực của vệ tinh<ref name=McCord1998/><ref name=Hibbitts2003>{{chú thích tạp chí|authors=C.A. Hibbitts; Pappalardo, R.; Hansen, G.V.; McCord, T.B.|title=Carbon dioxide on Ganymede|journal=J.of Geophys. Res.|year=2003|volume=108|issue=E5|pages=5,036|doi=10.1029/2002JE001956|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003JGRE..108.5036H|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002032/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003JGRE..108.5036H}}</ref>. Hầu hết các hố thiên thạch trên Ganymede (có 1 ngoại lệ) không phát hiện thấy sự tích tụ CO<sub>2</sub>, một điểm rất khác biệt so với Callisto. Lượng CO<sub>2</sub> trên Ganymede có thể đã bị thất thoát trong quá khứ<ref name=Hibbitts2003/>.

=== Cấu trúc ===
[[Tập tin:PIA00519 Interior of Ganymede.jpg|phải|nhỏ|250px|Cấu tạo trong của Ganymede]]

Ganymde có vẻ như đã được phân tầng hoàn toàn (có thể so sánh với [[Callisto (vệ tinh)|Callisto]] không được phân tầng hoàn toàn). Nó chứa một lõi sắt sulfide, lớp giữa nhiều silic và phía ngoài là lớp vỏ băng và nước lỏng<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002>{{chú thích tạp chí|authors=F. Sohl; Spohn, T; Breuer, D.; Nagel, K.|title=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|journal=Icarus|year=2002|volume=157|pages=104–119|doi=10.1006/icar.2002.6828|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..157..104S|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002035/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..157..104S}}</ref><ref name="Bhatia2017">{{Chú thích tạp chí|last1=Bhatia|first1= G.K.|last2=Sahijpal|first2= S.|title=Thermal evolution of trans-Neptunian objects, icy satellites, and minor icy planets in the early solar system |journal=Meteoritics & Planetary Science |doi=10.1111/maps.12952|volume=52|issue= 12|year=2017|pages=2470–2490|bibcode=2017M&PS...52.2470B}}</ref>. Kết quả này được rút ra từ [[mômen]] quán tính của Ganymede là 0,3105 ± 0,0028{{Ref_label|H|h|none}}. Giá trị rất thấp này được xác định bằng những tính toán của tàu Galileo<ref name=Showman1999/><ref name=Sohl2002/>. Đây là mômen quán tính thấp nhất trong số các thiên thể trong [[hệ Mặt Trời]]. Tàu thám hiểm Galileo cũng phát hiện ra từ trường tự nhiên của Ganymede<ref name=Hauk2006/>. Từ trường này có thể được sinh ra do quá trình đối lưu trong phần lõi lỏng chứa nhiều sắt, vốn rất dẫn điện, của Ganymede<ref name=Kivelson2002/>.

Chiều dày chính xác các lớp bên trong Ganymede được xác định dựa trên các số liệu ước đoán về tỉ lệ silic trong thành phần của vệ tinh (cụ thể là tỉ lệ các khoáng [[olivin]] và [[pyroxen]]) và lượng [[sulfua]] trong lõi của nó<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/>. Hiện tại người ta cho rằng lõi của vệ tinh có độ dày từ 700–900&nbsp;km, phần vỏ băng có độ dày 800–1000&nbsp;km, còn lại là lớp silic trung gian<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b>{{chú thích tạp chí|authors=O.L. Kuskov; Kronrod, V.A.; Zhidicova, A.P.|title=Internal Structure of Icy Satellites of Jupiter|journal=Geophysical Research Abstracts|publisher=European Geosciences Union|year=2005|volume=7|pages=01892|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/01892/EGU05-J-01892.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050809/http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/01892/EGU05-J-01892.pdf}}</ref><ref name=Freeman2006>{{chú thích tạp chí|last=Freeman|first=J.|title=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|journal=Planetary and Space Science|year=2006|volume=54|pages=2–14|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|format=pdf|access-date = ngày 5 tháng 5 năm 2009 |archive-date = ngày 24 tháng 8 năm 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf}}</ref>. Mật độ của phần lõi vào khoảng 5,5–6 g/cm³ và mật độ phần trung gian là 3,4–3,6 g/cm³<ref name=Kuskov2005/><ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Kuskov2005b/>. Một số mô hình giải thích từ trường của Ganymede lại cho rằng phía bên trong lớp Fe–FeS lỏng có thể còn có một nhân sắt rắn nguyên chất tương tự như cấu tạo của [[Trái Đất]]. Bán kính lõi sắt này có thể lên tới 500&nbsp;km<ref name=Hauk2006/>. Nhiệt độ trên lõi của vệ tinh có thể đạt tới 1500–1700 [[Kelvin|K]] (1226,85–1426,85 [[°C]]), áp suất khoảng kBar (10 Gpa)<ref name=Sohl2002/><ref name=Hauk2006/>.

Thập niên 1970, các nhà khoa học thuộc [[NASA]] lần đầu tiên hoài nghi rằng Ganymede có một lớp đại dương dày giữa hai lớp băng: một lớp băng nằm trên bề mặt, trong khi lớp băng kia nằm bên dưới đại dương nước lỏng và phía trên đỉnh lớp trung gian toàn đá.<ref name="Showman1999" /><ref name="Sohl2002" /><ref name="Freeman2006" /><ref name="clubsandwich 2014" /><ref name="amount of water in ocean" /> Thập niên 1990, khi tàu Galileo bay qua Ganymede và tìm thấy dấu hiệu của đại dương nước ngầm.<ref name="NYT-20150315" /> Một bài phân tích được công bố vào năm 2014, có tính đến [[nhiệt động lực học]] thực tế đối với nước và tầm ảnh hưởng của muối, gợi ý rằng Ganymede có khả năng chứa vài lớp đại dương được ngăn cách bởi các tầng băng riêng biệt, với lớp nước lỏng nằm ở cao độ thấp nhất tiếp giáp với lớp trung gian.<ref name="clubsandwich 2014" /><ref name="Vance" /><ref name="NASA-20140501c" /><ref name="Hubble 2015" /> Sự tiếp xúc giữa nước và đá có thể là một yếu tố quan trọng trong việc phát triển nguồn sống.<ref name="clubsandwich 2014" /> Phân tích cũng chú ý rằng độ sâu cực đại, khoảng 800&nbsp;km tính đến bề mặt đáy, có nghĩa là nhiệt độ ở đáy đại dương tuần hoàn có thể cao hơn tới 40 K (-233,15&nbsp;°C) so với nhiệt độ ở đường phân cách giữa băng và nước.

Tháng 3 năm 2015, các nhà khoa học báo cáo rằng những phép đo bởi [[Kính viễn vọng Không gian Hubble]] về sự chuyển động của [[cực quang]] trên Ganymede đã xác nhận rằng bên dưới bề mặt vệ tinh có một đại dương nước ngầm.<ref name="NYT-20150315"/> Một đại dương lớn chứa nước mặn làm ảnh hưởng đến từ trường của Ganymede, và do đó sản sinh ra cực quang của nó.<ref name="Hubble 2015"/><ref name="Ocean Hubble"/><ref name="sciencedaily1503" /><ref name="sswater1" /> Bằng chứng cũng cho thấy đại dương trong Ganymede có khả năng là đại dương lớn nhất trong toàn bộ Hệ Mặt Trời.<ref name='Sci Am 2017'>{{Chú thích báo |url=https://www.scientificamerican.com/article/overlooked-ocean-worlds-fill-the-outer-solar-system/ |title=Overlooked Ocean Worlds Fill the Outer Solar System |first=John |last=Wenz |work=Scientific American |date=October 4, 2017 |access-date=2021-10-01 |archive-date=2018-12-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20181226133924/https://www.scientificamerican.com/article/overlooked-ocean-worlds-fill-the-outer-solar-system/ |url-status=live }}</ref> Cũng có một vài suy đoán về khả năng sống được bên trong lớp đại dương ngầm của Ganymede.<ref name="amount of water in ocean"/><ref name="subsurface ocean found" />

=== Bề mặt ===

[[Tập tin:PIA00081 Ganymede Voyager 2 mosaic.jpg|nhỏ|220px|Bản ghép những bức ảnh chụp bán cầu không hướng về phía [[Sao Mộc]] của Ganymede (chụp bởi tàu ''[[Voyager 2]]''). Vùng [[Galileo Regio]] tối màu cổ xưa hơn nằm ở phía trên bên phải phân cách với vùng tối nhỏ hơn Marius Regio phía bên trái bởi dải sáng và trẻ hơn Uruk Sulcus. Băng bị bắn ra ở hố thiên thạch mới Osiris có thể được nhìn thấy như một đám tia sáng màu đồng tâm ở phía dưới.]]
[[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|authors=Wesley Petterson; Head, James W.; Collins, Geoffrey C.|title=A Global Geologic Map of Ganymede|journal=Lunar and Planetary Science|year=2007|volume=XXXVIII|pages=1098|url=https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1098.pdf|format=pdf|access-date=2018-03-08|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002121/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1098.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:Ganymede terrain.jpg|nhỏ|220px|Đường ranh giới phân chia rõ rệt vùng tối Nicholson Regio và vùng sáng Harpagia Sulcus]]
[[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|authors=Adam P. Showman; 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|access-date=2009-05-05|archive-date=2019-06-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20190603184639/http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-etal-1997.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|authors=A.C. Barr & Pappalardo, R. T.|year=2001|title=Rise of Deep Melt into Ganymede's Ocean and Implications for Astrobiology|journal=Lunar and Planetary Science Conference|volume=32|url=https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1781.pdf|pages=1781|format=pdf|access-date=2018-03-08|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002125/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1781.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|authors=H. Huffmann & Sohl, F.|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|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050805/http://www.cosis.net/abstracts/EGU04/05114/EGU04-J-05114.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|authors=K. Zahnle & 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|access-date = ngày 5 tháng 5 năm 2009 |archive-date = ngày 27 tháng 2 năm 2008 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.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|tiêu đề=Ganymede|năm=1997|url=https://www.lpi.usra.edu/resources/outerp/gany.html|ngày truy cập=2018-03-08|archive-date=2017-02-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20170211103518/http://www.lpi.usra.edu/resources/outerp/gany.html|url-status=live}}</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|authors=R. Casacchia & 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|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002130/http://adsabs.harvard.edu/abs/1984JGRS...89..419C}}</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|authors=Krishan K. Khurana; 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|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002136/http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Icar..191..193K}}</ref> Sự hiện diện của từ trường trên Ganymede dẫn đến việc bắn phá mãnh liệt hơn các [[hạt tích điện]] rơi vào bề mặt tại các vùng cực không được bảo vệ; sau đó phún xạ dẫn đến sự tái phân bố các phân tử [[nước]], với việc [[băng]] dịch chuyển đến các vùng lạnh hơn trong toàn địa hình vùng cực.<ref name="Polar caps"/>

Một miệng núi lửa có tên [[miệng núi lửa Anat|Anat]] làm điểm tham chiếu để đo đạc kinh độ trên Ganymede. Theo định nghĩa, Anat nằm ở kinh độ 128°.<ref name="iau.table2" /> Kinh độ 0° nằm đối diện trực tiếp với [[Sao Mộc]], và kinh độ mọc lên về phía tây (trừ khi có chiều quy ước khác).<ref name="targetcoordsys" />

=== Khí quyển và tầng điện ly ===

Năm 1972, nhóm các nhà thiên văn học đến từ [[Anh]], [[Hoa Kỳ|Mỹ]] và [[Ấn Độ]] làm việc tại đài thiên văn Bosscha ([[Indonesia]]) thông báo họ đã phát hiện thấy khí quyển của Ganymede. Những quan sát về lớp khí quyển này được thực hiện khi Ganymede cùng với Jupiter che lấp một ngôi sao<ref name=Carlson1973>{{chú thích tạp chí|authors=R.W. Carlson; Bhattacharyya, J.C.; Smith, B.A.|title=Atmosphere of Ganymede from its occultation of SAO 186800 on 7 tháng 6 năm 1972|journal=Science|year=1973|volume=53|pages=182|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/197Sci...182...53C}}</ref> (tương tự như hiện tượng [[nhật thực]]). Từ đó họ đã tính ra áp suất khí quyển của Ganymede là khoảng 1 μBar<ref name=Carlson1973/> (0,1 Pa). Tuy nhiên năm 1979, những quan sát của tàu Voyager 1 thực hiện khi Ganymede che khuất 1 ngôi sao khác ([[κ Centauri]]) đã cho thấy một kết quả ngược lại<ref name=Broadfoot1981>{{chú thích tạp chí|authors=A.L. Broadfoot; Sandel, B.R.; Shemansky, D.E.|title=Overview of the Voyager Ultraviolet Spectrometry Results through Jupiter Encounter|journal=Science|year=1981|volume=86|pages=8259–8284|url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1981_Overview_Voyager.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050807/http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1981_Overview_Voyager.pdf}}</ref>. Bằng việc quan sát hiện tượng che lấp sử dụng [[phổ học|quang phổ]] gần quang phổ [[tử ngoại|tia cực tím]], có bước sóng ngắn (< 200&nbsp;nm) nhạy hơn trong việc xác định sự tồn tại của các chất khí so với bước sóng ánh sáng thường, tàu Voyager dã phủ nhận sự tồn tại khí quyển trên bề mặt Ganymede. Mật độ khí gần bề mặt của Ganymede là nhỏ hơn 1,5 × 10<sup>9</sup> cm<sup>−3</sup>, tương ứng với áp suất khí tại bề mặt của vệ tinh là khoảng 2,5 × 10<sup>−5</sup> μBar<ref name=Broadfoot1981/>. Sự chênh lệch rất lớn (4 × 10<sup>4</sup> lần) trong các kết quả quan trắc giữa năm 1972 và năm 1979 cho thấy những tính toán vào năm 1972 có thể đã quá lạc quan về sự tồn tại khí quyển trên Ganymede<ref name=Broadfoot1981/>.

Mặc dù vậy, các quan trắc từ [[kính thiên văn vũ trụ Hubble]] (Hubble Space Telescope, ''HST'') năm 1995 đã chỉ ra sự tồn tại, mặc dù không đáng kể, của một lớp khí quyển cấu thành từ oxy, tương tự như khí quyển của [[Europa (vệ tinh)|Europa]]<ref name=Hall1998/><ref name=JPLAtmosphere>{{Chú thích web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html|tiêu đề=Hubble Finds Thin Oxygen Atmosphere on Ganymede|ngày truy cập=ngày 15 tháng 1 năm 2008|work=Jet Propulsion Laboratory|nhà xuất bản=NASA|tháng=October|năm=1996|archive-date = ngày 25 tháng 4 năm 2009 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090425151215/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/hst7.html|url-status=dead}}</ref>. HST đã phát hiện thấy có sự phát quang của oxy nguyên tử tại các bước sóng ngắn 130,4&nbsp;nm and 135,6&nbsp;nm. Đó có thể là kết quả của việc các phân tử oxy bị bắn phá bởi các luồng [[electron]] từ vũ trụ<ref name=Hall1998/>. Từ đó ta có thể kết luận về sự tồn tại một lớp khí quyển rất mỏng cấu thành từ các phân tử O<sub>2</sub>. Mật độ khí thực tế trên bề mặt vệ tinh nằm trong khoảng 1,2–7 × 10<sup>8</sup> cm<sup>−3</sup>, tương ứng với áp suất khí bề mặt từ 0,2–1,2 × 10<sup>−5</sup> μBar<ref name=Hall1998>{{chú thích tạp chí|authors=D.T. Hall; Feldman, P.D.; McGrath, M.A.|title=The Far-Ultraviolet Oxygen Airglow of Europa and Ganymede|journal=The Astrophysical Journal|year=1998|volume=499|pages=475–481|doi=10.1086/305604|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...499..475H|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604001903/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...499..475H}}</ref>{{Ref_label|I|i|none}}. Những số liệu này tương đối phù hợp với những số liệu thu được bởi tàu Voyager vào năm 1981. Khí quyển mỏng này rõ ràng không phải là kết quả của sự sống trên Ganymede, đó đơn thuần chỉ là sản phẩm của việc băng nước trên bề mặt của vệ tinh bị bắn phá phân tách thành oxy và [[hiđrô|hydro]]. Trong khi hydro quá nhẹ và thất thoát ra ngoài vũ trụ<ref name=JPLAtmosphere/>, một phần oxy vẫn bị giữ lại hình thành nên một lớp oxy mỏng bao quanh Ganymede. Hiện tượng phát quang trong khí quyển của Ganymede không xảy ra đồng nhất trên một phần bề mặt của vệ tinh như trên Europa. HST chỉ phát hiện thấy 2 đốm sáng xuất hiện tại mỗi bán cầu nam và bắc của Ganymede, ở vĩ độ ± 50°. Đây là ranh giới giữa những đường sức đóng và mở của từ trường trong từ quyển của vệ tinh<ref name=Feldman2000/>. Những đốm sáng này có thể tương tự như hiện tượng cực quanh trên Trái Đất, khi lớp không khí bị bắn phá bởi cơn mưa plasma dọc theo đường mở của các đường sức từ trường<ref name=Johnson1997>{{chú thích tạp chí|last=Johnson|first=R.E.|year=1997|title=Polar "Caps" on Ganymede and Io Revisited|journal=Icarus|volume=128|issue=2|pages=469–471|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..128..469J|doi=10.1006/icar.1997.5746|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002441/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..128..469J}}</ref>.

[[Tập tin:Map of temparatureof ganymede.jpg|nhỏ|Bản đồ phân bố nhiệt trên bề mặt Ganymede (ở đây màu không đúng như trong thực tế)]]

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|authors=Aharon Eviatar; Vasyliunas, Vytenis M.; Gurnett, Donald A.|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|access-date=2009-05-05|archive-date=2011-05-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20110514044301/http://www.tau.ac.il/~arkee/ganymop.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/ cm³<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|authors=Keith S. Noll & Johnson, Robert E.|year=1996|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|access-date=ngày 13 tháng 1 năm 2008|doi=10.1126/science.273.5273.341|pmid=8662517|archive-date=2008-10-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20081006111314/http://sciencemag.org/cgi/content/abstract/273/5273/341}} [http://people.virginia.edu/~rej/papers-scan/Nolletal-Sci96.pdf Pdf]{{Liên kết hỏng|date=ngày 29 tháng 4 năm 2021 |bot=InternetArchiveBot }}</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|authors=Wendy M. Calvin & Spencer, John R.|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|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002453/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|authors=R. A. Vidal & Bahr, D.|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|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002456/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Sci...276.1839V}}</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|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002502/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997Icar..126..236B}}</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|authors=C.A. Barth; Hord, C.W.; Stewart, A.I.|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|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002505/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997GeoRL..24.2147B}}</ref>
{{Khí quyển|status=uncollapsed}}
=== Từ quyển ===

[[Tập tin:Ganymede-moon.jpg|nhỏ|Bán cầu có hướng ngược với hướng quay của Ganymede. Ảnh chụp từ tàu Galileo đã được tăng cường màu sắc<ref name="Spaceflight Now">{{Chú thích web|url=http://spaceflightnow.com/news/n0012/29ganyflyby/|tiêu đề=Galileo has successful flyby of Ganymede during eclipse|work=Spaceflight Now|ngày truy cập=ngày 19 tháng 1 năm 2008|archive-date=2018-11-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20181119064953/https://spaceflightnow.com/news/n0012/29ganyflyby/|url-status=live}}</ref>]]

Tàu thám hiểm Galileo đã thực hiện 6 lần bay ngang qua Ganymede trong khoảng thời gian từ năm 1995 đến 2000 (các chuyến bay mang mã hiệu G1, G2, G7, G8, G28 và G29)<ref name=Kivelson2002>{{chú thích tạp chí|authors=M.G. Kivelson; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V.|title=The Permanent and Inductive Magnetic Moments of Ganymede|journal=Icarus|year=2002|volume=157|pages=507–522|doi=10.1006/icar.2002.6834|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS1572507.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050816/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS1572507.pdf}}</ref> đã phát hiện thấy mô men từ trường trên Ganymede tồn tại độc lập với [[từ trường]] của Sao Mộc<ref name=Kivelson1997>{{chú thích tạp chí|authors=M.G. Kivelson; Khurana, K.K.; Coroniti, F.V.|title=The magnetic field and magnetosphere of Ganymede|journal=Geophys. Res. Lett.|year=1997|volume=24|issue=17|pages=2155–2158|doi=10.1029/97GL02201|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/97GL02201.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050805/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/97GL02201.pdf}}</ref>. Giá trị của đại lượng này là khoảng 1.3 × 10<sup>13</sup> T•m³<ref name=Kivelson2002/>, mạnh hơn 3 lần so với mô men từ trường của [[Sao Thủy]]. Trục lưỡng cực của từ trường nghiêng so với trục quay của Ganymede góc 176°, tức là có hướng gần như chống lại mô men từ trường của Sao Mộc<ref name=Kivelson2002/>. Cực bắc của trục từ trường nằm ở phía dưới mặt phẳng quay của Ganymede. Từ trường lưỡng cực sinh ra do mô men từ trường của Ganymede có cường độ là 719 ± 2 nT tại xích đạo<ref name=Kivelson2002/>, so với cường độ từ trường Sao Mộc tại khoảng cách của Ganymede là 120 nT<ref name=Kivelson1997/>. Do từ trường tại xích đạo của vệ tinh hướng ngược lại từ trường của Sao Mộc, có thể xảy ra sự tiếp nối giữa từ trường của bản thân Ganymede và từ trường của Sao Mộc. Từ trường tại các cực của Ganymede mạnh gấp hơn 2 lần từ trường tại xích đạo, khoảng 1440 nT<ref name=Kivelson2002/>.

Mô men từ trường của Ganymede đã tạo ra một [[từ quyển]] ở xung quanh vệ tinh này nằm trong nhưng độc lập với từ quyển của Sao Mộc. Đây là trường hợp duy nhất trong hệ Mặt Trời mà một vệ tinh có từ trường đủ mạnh để bản thân nó sở hữu một từ quyển<ref name=Kivelson1997/>. Bán kính của từ quyển là khoảng 4–5 lần bán kính của Ganymede (R<sub>G</sub> = 2.631,2&nbsp;km)<ref name=Kivelson1998>{{chú thích tạp chí|authors=M.G. Kivelson; Warnecke, J.; Bennett, L.|title=Ganymede’s magnetosphere: magnetometer overview|journal=J.of Geophys. Res.|year=1998|volume=103|issue=E9|pages=19,963–19,972|doi=10.1029/98JE00227|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/98JE00227.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050819/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/98JE00227.pdf}}</ref>. Trong từ quyển có một khu vực nằm trong khoảng vĩ độ từ -30° đến 30°, các đường sức từ ở đó là các đường kín bắt đầu và kết thúc ở trên vệ tinh. Tại khu vực này, các [[ion]] và [[electron]] bị giữ lại, tạo thành một vành đai phóng xạ<ref name=Kivelson1998/>. Các ion trong từ quyển chủ yếu là oxy nguyên tử bị [[ion hóa]] O+<ref name=Eviatar2001/>, phù hợp với khí quyển mỏng cấu thành từ oxy của Ganymede. Tại vùng mũ cực (vĩ độ trên 30°), các đường sức từ là các đường mở, nối với từ trường của Sao Mộc<ref name=Kivelson1998/>. Trong khu vực này, các electron và ion có năng lượng rất cao (hàng nghìn hoặc hằng trăm [[electronvolt|keV]])<ref name=Paranicas1999/>, có thể giải thích cho hiện tượng cực quang xuất hiện tại vùng cực của Ganymede<ref name=Feldman2000>{{chú thích tạp chí|title=HST/STIS Ultraviolet Imaging of Polar Aurora on Ganymede|journal=The Astrophysical Journal|year=2000|volume=535|pages=1085–1090|doi=10.1086/308889|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...535.1085F|authors=Paul D. Feldman; McGrath, Melissa A.; Strobell, Darrell F.|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002439/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...535.1085F}}</ref>. Thêm vào đó, những cơn mưa ion nặng liên tục bắn phá vùng cực của vệ tinh đã khiến cho băng tại khu vực này càng tối màu hơn<ref name=Paranicas1999>{{chú thích tạp chí|authors=C. Paranicas; Paterson, W.R.; Cheng, A.F.|title=Energetic particles observations near Ganymede|journal=J.of Geophys.Res.|year=1999|volume=104|issue=A8|pages=17,459–17,469|doi=10.1029/1999JA900199|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999JGR...10417459P|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002445/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999JGR...10417459P}}</ref>.

[[Tập tin:Ganymede magnetic field.svg#Summary|nhỏ| Từ trường của Ganymede trong tương quan với từ quyển của Sao Mộc. Các đường sức từ đóng được tô bằng màu xanh lá]]

Sự tương tác giữa từ quyển của Ganymede và plasma của Sao Mộc có những điểm tương tự với tương tác giữa từ quyển Trái Đất và [[gió Mặt Trời]]<ref name=Kivelson1998/><ref name=Volwerk1999/>. Các vật chất plasma chuyển động quay đồng thời với chuyển động quay của Sao Mộc va chạm với bề mặt hướng ngược lại với chiều chuyển động của Ganymede tạo thành những hiệu ứng tương tự với hiện tượng gió Mặt Trời va chạm vào từ quyển của Trái Đất. Điểm khác biệt lớn nhất giữa 2 hiện tượng nói trên là tốc độ của dòng plasma. Gió Mặt Trời có tốc độ lớn hơn tốc độ âm thanh trong khi plasma xung quanh Sao Mộc có tốc độ nhỏ hơn tốc độ âm thanh. Vì thế không tồn tại vòm va chạm (''bow shock'') - nơi mà vật chất plasma đột ngột bị giảm tốc độ dưới tác động của từ quyển - ở bán cầu hướng ngược chiều chuyển động<ref name=Volwerk1999>{{chú thích tạp chí|authors=M. Volwerk; Kivelson, M.G.; Khurana, K.K.; McPherron, R.L.|title=Probing Ganymede’s magnetosphere with field line resonances|journal=J.of Geophys. Res.|year=1999|volume=104|issue=A7|pages=14,729–14,738|doi=10.1029/1999JA900161|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/1999JA900161.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050807/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/1999JA900161.pdf}}</ref>.

Bên cạnh mô men từ trường tự có, người ta còn thấy sự tồn tại của từ trường lưỡng cực hưởng ứng<ref name=Kivelson2002/>. Từ trường phụ này được sinh ra do từ trường Sao Mộc biến thiên ở khu vực gàn Ganymede. Mô men từ trường hưởng ứng có chiều hướng vào hoặc hướng ra khỏi Sao Mộc tùy theo hướng của phần từ trường hành tinh bị biến thiên. Từ trường này yếu hơn tương đối so với từ trường Ganymede tự có. Cường độ của nó là khoảng 60 nT, một nửa so với cường độ từ trường của Sao Mộc ở khoảng cách của Ganymede<ref name=Kivelson2002/>. Từ trưởng hưởng ứng của Ganymede tương tự với từ trường hưởng ứng của [[Callisto (vệ tinh)|Callisto]] và [[Europa (vệ tinh)|Europa]]. Từ đó có thể suy ra rằng Ganymede cũng có thể sẽ có đại dương ở phía dưới bề mặt như Europa và Callisto<ref name=Kivelson2002/>.

Nếu như Ganymede có cấu tạo phân lớp hoàn toàn và có nhân bằng kim loại<ref name=Showman1999/><ref name=Hauk2006>{{chú thích tạp chí|authors=Steven A. Hauk; Aurnou, Jonathan M.; Dombard, Andrew J.|title=Sulfur’s impact on core evolution and magnetic field generation on Ganymede|journal=J. Of Geophys. Res.|year=2006|volume=111|pages=E09008|doi=10.1029/2005JE002557|url=http://geology.case.edu/~hauck/papers/hauck_jgr_2006.pdf|format=pdf|access-date = ngày 5 tháng 5 năm 2009 |archive-date = ngày 27 tháng 2 năm 2008 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://geology.case.edu/~hauck/papers/hauck_jgr_2006.pdf}}</ref>, nguyên nhân sinh ra từ trường của nó cũng sẽ tương tự như nguyên nhân đã sinh ra từ trường trên Trái Đất. Đó có thể là kết quả của việc các vật chất dẫn điện chuyển động bên trong lõi của thiên thể<ref name=Kivelson2002/><ref name=Hauk2006/>. Hiện tượng này được gọi là đối lưu từ, là tổng hợp các hoạt động đối lưu xuất hiện trong lõi của thiên thẻ<ref name=Kivelson2002/><ref name=Hauk2006/><ref name=Hauck2002>{{chú thích tạp chí|last=Hauck|first=Steven A.|title=Internal structure and mechanism of core convection on Ganymede|journal=Lunar and Planetary Science|volume=XXXIII|year=2002|pages=1380|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1380.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050805/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1380.pdf}}</ref>.

Mặc dù việc Ganymede có nhân cấu tạo từ sắt có thể giải thích cho nguồn gốc của từ quyển, nhưng vẫn còn rất nhiều điều bí ẩn về từ quyển của vệ tinh này<ref name=Showman1999/>. Trong khi các thiên thể có kích thước tương tự không hề có từ quyển, chỉ một mình Ganymede là ngoại lệ. Một số nghiên cứu cho rằng với kích thước tương đối nhỏ như Ganymede, lõi của nó đã bị làm lạnh tới một nhiệt độ không đủ để duy trì các chuyển động trong trạng thái lỏng của kim loại, và do đó, không thể duy trì từ quyển. Một giả thuyết cho rằng sự cộng hưởng quỹ đạo dạng Laplace trong quá khứ đã làm biến dạng bề mặt giúp cho từ trường được duy trì. Giả thuyết này cho rằng khi [[tâm sai]] của Ganymede tăng lên, hiện tượng nhiệt do ma sát vì thế cũng tăng theo. Phần vỏ của vệ tinh do đó đã cách nhiệt cho phần lõi, tránh cho nó bị mất nhiệt ra không gian<ref name=Bland2007>{{chú thích tạp chí|authors=Bland; Showman, A.P.; Tobie, G.|title=Ganymede's orbital and thermal evolution and its effect on magnetic field generation|journal=Lunar and Planetary Society Conference|year=2007|volume=38|pages=2020|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2020.pdf|format=pdf|access-date=2009-05-05|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327050813/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/2020.pdf}}</ref>. Một giả thuyết khác cho rằng các đá silic trong vỏ của vệ tinh vẫn bị [[từ hóa]] gây nên từ trường của Ganymede. Điều này có thể xảy ra nếu như trong quá khứ từ trường sinh ra do những quá trình cơ nhiệt trong lòng Ganymede mạnh hơn hiện tại<ref name=Showman1999/>.

== Lịch sử hình thành ==

Sau khi [[Sao Mộc]] hình thành, xung quanh nó có một đám [[tinh vân]] bụi và khí<ref name=Canup2002>{{chú thích tạp chí|authors=Robin M. Canup & Ward, William R.|title=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|year=2002|volume=124|pages=3404–3423|doi=10.1086/344684|url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|format=pdf|journal=The Astronomical Journal|access-date=2009-05-05|archive-date=2019-06-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20190615104621/https://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf}}</ref>. Những đám bụi khí này đã tích tụ dần dần tạo nên các vệ tinh lớn của Sao Mộc. Quá trình tích tụ của Ganymede là khoảng 10.000 năm<ref name=Mosqueira2003>{{chú thích tạp chí|authors=Ignacio Mosqueira & Estrada, Paul R|title=Formation of the regular satellites of giant planets in an extended gaseous nebula I: subnebula model and accretion of satellites|year=2003|volume=163|pages=198–231|doi=10.1016/S0019-1035(03)00076-9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..163..198M|journal=Icarus|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002548/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..163..198M}}</ref>, ngắn hơn rất nhiều so với quá trình tích tụ của [[Callisto (vệ tinh)|Callisto]] (theo ước tính là khoảng 100.000 năm). Đám mây bụi khí này khá thiếu các chất khí tại thời điểm 4 vệ tinh lớn của Sao Mộc hình thành, vì thế Callisto có quá trình hình thành tương đối dài<ref name=Canup2002/>. Ganymede do gần với Sao Mộc hơn, được hình thành trên khu vực bụi khí dày đặc hơn nên nhanh hơn Callisto rất nhiều<ref name=Mosqueira2003/>. Quá trình hình thành nhanh chóng khiến cho Ganymede không bị thất thoát nhiệt năng sinh ra trong quá trình tích tụ vật chất. Nhiệt năng này đã nấu chảy băng đá và tạo ra sự phân lớp trong cấu trúc của Ganymede: phần đá nằm ở trong lõi và phần băng nằm ở phía ngoài. Do hình thành chậm hơn rất nhiều, Callisto không giữ được nhiệt năng trong quá trình tích tụ và cũng không đủ nóng để làm tan chảy các vật liệu [[băng]] trong cấu tạo, từ đó không được phân lớp hoàn toàn<ref name=McKinnon2006>{{chú thích tạp chí|last=McKinnon|first=William B.|title=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|year=2006|volume=183|pages=435–450|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M|journal=Icarus|access-date=2009-05-05|archive-date=2007-10-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20071024202645/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M}}</ref>. Giả thuyết nói trên là lời giải thích khá thỏa đáng cho câu hỏi: tại sao 2 vệ tinh lớn nói trên có vẻ rất khác nhau mặc dù xấp xỉ về [[khối lượng]] cũng như [[chiều dài|kích thước]]<ref name=Freeman2006/><ref name=McKinnon2006/>.

Sau khi hình thành, lõi của Ganymede vẫn giữ được nhiệt lượng từ quá trình tích tụ và quá trình [[phân lớp cấu trúc]], chỉ giải phóng một nhiệt lượng nhỏ tới lớp vỏ băng phía ngoài<ref name=McKinnon2006/>. Nhiệt lượng này, thông qua đối lưu, tiếp tục được chuyển tới bề mặt của vệ tinh<ref name=Freeman2006/>. Thêm vào đó, các [[chất phóng xạ]] trong phần lõi của vệ tinh [[phân rã]], tăng cường thêm nhiệt lượng cho sự phân lớp cấu trúc của Ganymede. Phần lõi cấu tạo từ [[sắt]] và [[sắt sulfide]] cũng như phần vỏ [[silic]] được hình thành<ref name=Hauk2006/><ref name=McKinnon2006/>. Chính vì vậy, sự phân lớp của Ganymede là toàn phần và rất rõ rệt. So sánh với Callisto, ta có thể thấy: nhiệt lượng sinh ra do phân rã phóng xạ trên Callisto được truyền ra ngoài dễ dàng hơn do sự đối lưu trong các lớp băng của nó<ref name=Nagel2004>{{chú thích tạp chí|authors=K.A Nagel; Breuer, D.; Spohn, T.|title=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|year=2004|volume=169|pages=402–412|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N|journal=Icarus|access-date=2009-05-05|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002555/http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N}}</ref>. Bị mất nhiệt, Callisto không thể làm tan chảy phần lớn băng của mình. Những hoạt động đối lưu trên Callisto chỉ khiến nó được phân lớp một phần<ref name=Nagel2004/>. Tới tận ngày nay, Ganymede vẫn tiếp tục giải phóng nhiệt từ phần lõi lên bề mặt<ref name=Hauk2006/>. Nhiệt lượng này có thể đủ để duy trì một đại dương phía dưới bề mặt của Ganymede<ref name=Spohn2003/>. Ngược lại phần lõi Fe–FeS lỏng của Ganymede bị mất nhiệt ra phía ngoài tạo nên sự đối lưu. Sự chuyển động của [[kim loại]] trong lõi là nguyên nhân khiến Ganymede có được từ trường<ref name=Hauk2006/>. Lượng nhiệt thất thoát ra bề mặt của Ganymede có lẽ cao hơn so với Callisto<ref name=McKinnon2006/>.

== Thám hiểm ==
[[Tập tin:Ganymede from Pioneer 10 19.jpg|nhỏ|trái|Ganymede chụp bởi Pioneer 10]]
[[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|tiêu đề=Pioneer 11|work=Solar System Exploration|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date = ngày 2 tháng 9 năm 2011 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110902202131/http://sse.jpl.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Advanced&MCode=Pioneer_11}}</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/|tiêu đề=Exploration of Ganymede|work=Terraformers Society of Canada|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date = ngày 19 tháng 3 năm 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070319083334/http://society.terraformers.ca/content/view/63/112/}}</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://thewaythetruthandthelife.net/index/2_background/2-1_cosmological/2-1-12_child-overview/voyager_1_and_2.htm|tiêu đề=Voyager 1 and 2|work=ThinkQuest|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date=2018-03-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20180308231814/http://thewaythetruthandthelife.net/index/2_background/2-1_cosmological/2-1-12_child-overview/voyager_1_and_2.htm|url-status=live}}</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|tiêu đề=The Voyager Planetary Mission|work=Views of the Solar System|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date=2019-10-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20191023190432/http://solarviews.com/eng/vgrfs.htm|url-status=live}}</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]]
[[Tập tin:PIA09356 Ganymede in Visible and Infrared Light.jpg|nhỏ|trái|Ganymede chụp bởi New Horizons năm 2007]]
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|tiêu đề=New Discoveries From Galileo|work=Jet Propulsion Laboratory|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date = ngày 2 tháng 6 năm 2010 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100602211623/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/status961212.html|url-status=dead}}</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|tiêu đề=Pluto-Bound New Horizons Spacecraft Gets A Boost From Jupiter|work=Space Daily|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date=2019-03-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20190323054132/http://www.spacedaily.com/reports/Pluto_Bound_New_Horizons_Spacecraft_Gets_A_Boost_From_Jupiter_999.html|url-status=live}}</ref><ref name=Grundy2007>{{chú thích tạp chí|authors=W.M. Grundy; Buratti, B.J.; Cheng, A.F.|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|access-date=2009-05-05|archive-date=2015-07-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20150705224721/http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Sci...318..234G}}</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/2/hi/science/nature/7897585.stm|tiêu đề=Jupiter in space agencies' sights|tên 1=Paul|họ 1=Rincon|nhà xuất bản=BBC News|ngày truy cập=ngày 20 tháng 2 năm 2009|ngày tháng=ngày 20 tháng 2 năm 2009|archive-date=2018-08-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20180809111927/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7897585.stm|url-status=live}}</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/cosmic-vision/41177-cosmic-vision-proposals/|tiêu đề=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|ngày tháng=ngày 21 tháng 7 năm 2007|nhà xuất bản=ESA|ngày truy cập=ngày 20 tháng 2 năm 2009|archive-date=2017-11-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20171108205959/http://sci.esa.int/cosmic-vision/41177-cosmic-vision-proposals/|url-status=live}}</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|tiêu đề=Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO)|work=The Internet Encyclopedia of Science|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date=2008-02-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20080211223140/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/JIMO.html|url-status=live}}</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|tiêu đề=Jupiter Icy Moons Orbiter Victim of Budget Cut|work=Planet Surveyor|ngày truy cập=ngày 6 tháng 1 năm 2008|archive-date = ngày 5 tháng 3 năm 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160305142721/http://www.planetsurveyor.com/latest-space-exploration-news/jupiter-icy-moons-orbiter-victim-of-budget-cut.html}}</ref>. Một dự án cũ khác cũng đã bị hủy là Grandeur of Ganymede<ref name=Pappalardo2001>{{chú thích tạp chí|authors=R.T. Pappalardo; 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=https://www.lpi.usra.edu/meetings/outerplanets2001/pdf/4065.pdf|format=pdf|access-date=2018-03-08|archive-date=2016-06-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20160604002122/http://www.lpi.usra.edu/meetings/outerplanets2001/pdf/4065.pdf}}</ref>.

== Xem thêm ==
* [[Sao Mộc]]
File:Jupiter planet.svg

== Chú thích ==

<div class="references-small">
<ol type="a">
<li>{{Note_label|A|a|none}} Viễn điểm được tính toán dựa vào bán trục lớn ''a'' và tâm sai ''e'': <math>a*(1+e)</math>'''.
<li>{{Note_label|B|b|none}} Cận điểm được tính toán dựa vào bán trục lớn ''a'' và tâm sai ''e'': <math>a*(1-e)</math>'''.
<li>{{Note_label|C|c|none}} Diện tích bề mặt được tính dựa trên bán kính ''r'': <math>4\pi r^2</math>'''.
<li>{{Note_label|D|d|none}} Thể tích ''v'' được tính dựa trên bán kính ''r'': <math>4\pi r^3/3</math>'''. 
<li>{{Note_label|E|e|none}} Gia tốc bề mặt được tính toán dựa trên khối lượng ''m'', hằng số hấp dẫn ''G'' và bán kính ''r'': <math>Gm/r^2</math>. 
<li>{{Note_label|F|f|none}} Vận tốc vũ trụ cấp 1 được tính toán dựa trên khối lượng ''m'', hằng số hấp dẫn ''G'' và bán kính ''r'': <math>\sqrt{\frac{2Gm}{r}}</math>.
<li>{{Note_label|G|g|none}} Bán cầu "dẫn" là bán cầu hướng về phía di chuyển của vệ tinh, còn bán cầu "theo" là bán cầu hướng ngược lại.
<li>{{Note_label|H|h|none}} Mô men quán tính vô hướng ở đây được tính bằng I/(mr²), trong đó I là mô men quán tính, m là khối lượng và r là bán kính lớn nhất. Giá trị này luôn bằng 0.4 nếu vật là hình cầu đồng nhất, và bé hơn 0.4 nếu vật có mật độ tăng dần khi đi vào tâm.
<li>{{Note_label|I|i|none}} Mật độ bề mặt và áp suất được tính toán dựa trên những số liệu được thông báo tại Hall, 1998, giả định rằng độ cao tỉ lệ (độ cao so với mặt đất mà kể từ đó mật độ không khí thay đổi theo một thừa số dạng e mũ) là 20&nbsp;km và nhiệt độ là 120 K.
<li>{{Note_label|J|j|none}} Cộng hưởng dạng Laplace tương tự như cộng hưởng Laplace xảy ra đối với các vệ tinh Galile nhưng có một điểm khác biệt: vĩ độ giao nhau của Io–Europa và Europa–Ganymede thay đổi có tỉ lệ là một phân số chứ không được xác định duy nhất như ở cộng hưởng Laplace</li>
</ol>
</div>

== Tham khảo ==
{{Tham khảo|30em}}
== Liên kết ngoài ==
{{commonscat|Ganymede (moon)}}
* {{Britannica|225489|Ganymede (satellite of Jupiter)}}
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Ganymede Ganymede Profile] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151107084212/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Ganymede |date = ngày 7 tháng 11 năm 2015}} by [http://solarsystem.nasa.gov NASA's Solar System Exploration]
* [http://www.nineplanets.org/ganymede.html Ganymede page] on ''The <s>Nine</s>8 Planets''
* [http://www.solarviews.com/eng/ganymede.htm Jupiter's Moon Ganymede] on ''Views of the Solar System''
* [http://www.lpi.usra.edu/resources/gc/gchome.shtml Ganymede Crater Database] Lunar and Planetary Institute
{{Kiểm soát tính nhất quán}}
{{Ganymede}}
{{Các vệ tinh của Sao Mộc}}
{{Sao Mộc}}
{{Các vệ tinh trong Hệ Mặt Trời}}
{{Vệ tinh trong Hệ Mặt Trời}}
{{Khí quyển}}
{{Hệ Mặt Trời}}
{{Từ quyển}}
{{Kiểm soát tính nhất quán}}
{{Các chủ đề|Hệ Mặt Trời|Thiên văn}}
{{sao chọn lọc}}

[[Thể loại:Vệ tinh của Sao Mộc]]
[[Thể loại:Bài viết thiên văn chọn lọc]]
[[Thể loại:Thiên thể phát hiện năm 1610|16100107]]
[[Thể loại:Ganymede (vệ tinh)| ]]
[[Thể loại:Được phát hiện bởi Galileo Galilei]]