Ganymede (vệ tinh)

Phát hiện và đặt tên

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. 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.
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. Simon Marius, người được coi là đã phát hiện ra 4 vệ tinh lớn của Sao Mộc độc lập với Galile, 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. Các vệ tinh của Sao Mộc được đặt theo tên những người tình của Jupiter. Ganymede theo thần thoại Hi Lạp là một chàng trai trẻ, hoàng tử thành 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 đỉnh Olympus và làm người tình nam của ông ta.
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. Ganymede là vệ tinh lớn duy nhất của Sao Mộc được đặt tên theo một nhân vật nam giới.

Quỹ đạo

Ganymede quay xung quanh Sao Mộc với khoảng cách trung bình là 1.070.400 km và là vệ tinh thứ 3 trong số 4 vệ tinh lớn của Sao Mộc. 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. Quỹ đạo của Ganymede rất tròn với độ dẹt gần bằng 0. Mặt phẳng quỹ đạo hơi nghiêng một chút so với 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°. Góc nghiêng giữa trục của vệ tinh và pháp tuyến mặt phẳng quỹ đạo do đó cũng thay đổi từ 0 đến 0,33°.
Ganymede tham gia vào một hệ quỹ đạo cộng hưởng đặc biệt với Europa, và Io: mỗi vòng quay của Ganymede tương ứng với 2 vòng quay của Europa và 4 vòng quay của Io. 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 viễn điểm. Khi Europa và Ganymede ở vị trí tương tự, Europa nằm ở cận điểm của quỹ đạo. 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.
Hiệu ứng cộng hưởng Laplace hiện tại khiến cho độ dẹt quỹ đạo của Ganymede không thể đạt giá trị cao hơn. 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. Sau đó, độ dẹt của Ganymede có thể đã giảm dần do hiện tượng hao mòn năng lượng trong lõi của Ganymede. Với độ dẹt quỹ đạo nhỏ như vậy, sự thay đổi lực hấp dẫn của Sao Mộc lên Ganymede là rất nhỏ. 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. Điều này khiến quỹ đạo của Ganymede tương đối dẹt hơn hiện tại, cỡ khoảng 0,01 đến 0,02. 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.
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. 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. 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.

Cấu tạo

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. Tỉ lệ băng nằm trong khoảng 46–50%, thấp hơn một chút so với tỉ lệ băng của Callisto. Ngoài ra còn có thể xuất hiện một số băng dễ bay hơi như băng amonia. 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.
Bề mặt của Ganymede có độ phản xạ vào khoảng 43%. Có vẻ như bề mặt này được bao phủ bởi từ 50 đến 90% băng nước, 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. Phần bề mặt có nhiều đường rãnh sáng hơn và có nhiều băng hơn phần bề mặt mịn và tối màu. 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: CO₂, SO₂, (CN)₂, các sulfat và thậm chí là một số hợp chất hữu cơ. Một số muối sulfate đã được phát hiện bởi tàu Galileo như magie sulfate (MgSO₄) hay có thể là natri sulfate (Na₂SO₄). Các muối này có thể bắt nguồn từ đại dương ngầm trong lòng Ganymde
Bề mặt của Ganymde không đối xứng, bề mặt nhìn theo chiều quay (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. Bề mặt này có vẻ như có nhiều SO₂. Europa cũng có hiện tượng tương tự nhưng Calliso thì ngược lại. Sự phân bố CO₂ trên bề mặt Ganymede không thể hiện bất kì sự bất đối xứng nào mặc dù người ta không quan sát được CO₂ gần các cực của vệ tinh. Hầu hết các hố thiên thạch trên Ganymede (có 1 ngoại lệ) không phát hiện thấy sự tích tụ CO₂, một điểm rất khác biệt so với Callisto. Lượng CO₂ trên Ganymede có thể đã bị thất thoát trong quá khứ.

Cấu trúc

Ganymde có vẻ như đã được phân tầng hoàn toàn (có thể so sánh với Callisto không được phân tầng hoàn toàn). Nó chứa một lõi sắt sulfide, lớp giữa nhiều silic và phía ngoài là lớp vỏ băng. Kết quả này được rút ra từ mômen quán tính của Ganymede 0,3105 ± 0,0028. Giá trị rất thấp này được xác định bằng những tính toán của tàu Galileo. 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. 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.
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 sulfur trong lõi của nó. Hiện tại người ta cho rằng lõi của vệ tinh có độ dày từ 700–900 km, phần vỏ băng có độ dày 800–1.000 km, còn lại là lớp silic trung gian. 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. 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 km. Nhiệt độ trên lõi của vệ tinh có thể đạt tới 1.500–1.700 K, áp suất khoảng kBar (10 Gpa).

Bề mặt

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 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 vệ tinh của Sao Mộc ngày nay.
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 tự nhiên. 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. 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. 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 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. 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. 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. Nhiệt do 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.
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, 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. 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. 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. Sau thời kì này, mật độ bắn phá giảm đi đáng kể. 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. 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.
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. 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°. 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.

Từ quyển

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) đã phát hiện thấy mô men từ trường trên Ganymede tồn tại độc lập với từ trường của Sao Mộc. Giá trị của đại lượng này là khoảng 1.3 × 10¹³ T•m³, 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. 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, so với cường độ từ trường Sao Mộc tại khoảng cách của Ganymede là 120 nT. 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.
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. Bán kính của từ quyển là khoảng 4–5 lần bán kính của Ganymede (RG = 2.631,2 km). 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. Các ion trong từ quyển chủ yếu là oxy nguyên tử bị ion hóa O+, 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. Trong khu vực này, các electron và ion có năng lượng rất cao (hàng nghìn hoặc hằng trăm keV), có thể giải thích cho hiện tượng cực quang xuất hiện tại vùng cực của Ganymede. 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.
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. 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.
Bên cạnh mô men từ trường tự có, người ta còn thấy sự tồn tại của từ trường lưỡng cực hưởng ứng. 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. Từ trưởng hưởng ứng của Ganymede tương tự với từ trường hưởng ứng của Callisto và 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.
Nếu như Ganymede có cấu tạo phân lớp hoàn toàn và có nhân bằng kim loại, 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. Hiện tượng này được gọi là đối lưu từ, là tổng hợp các hoạt động đối lưu xuất hiện trong lõi của thiên thẻ.
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. 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. 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.

Lịch sử hình thành

Sau khi Sao Mộc hình thành, xung quanh nó có một đám tinh vân bụi và khí. 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, ngắn hơn rất nhiều so với quá trình tích tụ của 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. Ganymede do gần với Sao Mộc hơn, được hình thành trên khu vực bụi khí dày đặc hơn nên nhanh hơn Callisto rất nhiều. 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. 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 kích thước.
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. Nhiệt lượng này, thông qua đối lưu, tiếp tục được chuyển tới bề mặt của vệ tinh. 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. 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. 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. Tới tận ngày nay, Ganymede vẫn tiếp tục giải phóng nhiệt từ phần lõi lên bề mặt. Nhiệt lượng này có thể đủ để duy trì một đại dương phía dưới bề mặt của Ganymede. 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. Lượng nhiệt thất thoát ra bề mặt của Ganymede có lẽ cao hơn so với Callisto.

Thám hiểm

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, chúng không cung cấp nhiều thông tin về vệ tinh này. 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 của Sao Thổ và là vệ tinh lớn nhất trong hệ Mặt Trời. Đồng thời chúng cũng quan sát được bề mặt nhiều vết xẻ của Ganymede.
Năm 1995, 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. Những lần này được đánh mã hiệu là G1, G2, G7, G8, G28 và G29. Trong lần bay ngang qua Ganymede với khoảng cách gần nhất, tàu Galileo cách bề mặt Sao Mộc 264 km. Trong lần bay đầu tiên G1 năm 1996, người ta đã phát hiện được từ trường của Ganymede. Trong lần thám hiểm năm 2001, người ta cũng công bố phát hiện ra biển trên Ganymede. 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. Gần đây nhất, 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.
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) 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. 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. Tuy nhiên do thiếu kinh phí, dự án đã bị hủy bỏ năm 2005. Một dự án cũ khác cũng đã bị hủy là Grandeur of Ganymede.