Ganymède (lune)

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Ganymède
Jupiter III
Image illustrative de l'article Ganymède (lune)
Vue de Ganymède par la sonde Galileo.
Type Satellite naturel de Jupiter
Caractéristiques orbitales
(Époque J2000.0)
Demi-grand axe 1 070 400 km[1]
Périapside 1 069 200 km
Apoapside 1 071 600 km
Excentricité 0,0013[1]
Période de révolution 7,155 d[1]
Inclinaison 0,117°[1] (par rapport au plan de Laplace de Jupiter)
Caractéristiques physiques
Diamètre 5 262,4±3,4 km[2]
Masse 1,4819×1023 kg
Masse volumique moyenne 1,942±0,005 x103 kg/m³[2]
Gravité à la surface 1,428 m/s2
Période de rotation 7,155 d
(Synchrone)
Albédo moyen 0,43±0,02[2]
Température de surface ≈109 K
Caractéristiques de l'atmosphère
Pression atmosphérique Traces d'oxygène
Découverte
Découvert par Galilée
Découverte 11 janvier 1610
Désignation(s) provisoire(s) Jupiter III

Ganymède est un satellite de Jupiter et la plus grande lune du Système solaire. Il s'agit de la troisième lune galiléenne et de la septième depuis le centre de Jupiter[3]. Achevant une orbite en approximativement sept jours, Ganymède participe à une résonance orbitale de type 1:2:4 avec respectivement les lunes Europe et Io. Il a un diamètre de 5 268 km, soit 8 % plus large que celui de Mercure, mais a seulement 45 % de la masse de cette dernière[4]. Son diamètre est également 2 % plus large que celui de Titan, seconde plus grande lune. Il possède également la plus grande masse de tous les satellites planétaires, avec 2,02 fois la masse de la lune de la Terre[5].

Ganymède est constitué à quantités à peu près égales de roches silicates et de glace d'eau. Il s'agit d'un corps totalement différencié avec un noyau liquide riche en fer. On suppose l’existence d'un océan d'eau salée à près de 200 km sous la surface de Ganymède, pris en sandwich entre des couches de glace[6]. Sa surface est constituée de deux grands types de terrains. Les régions sombres, criblées de cratères d'impacts et âgées de quatre milliards d'années, couvrent à peu près un tiers du satellite. Les régions plus claires, recoupées par des rainures larges et à peine plus jeunes, couvrent le reste. La cause de cette perturbation géologique n'est pas très bien connue, mais a probablement été le résultat d'une activité tectonique provoqué par un réchauffement tidal[7].

Ganymède est le seul satellite du Système solaire connu pour posséder une magnétosphère, probablement créée par convection à l'intérieur du cœur ferreux liquide[8]. Sa maigre magnétosphère est incluse à l'intérieur du champ magnétique beaucoup plus important de Jupiter et connectée à lui via des lignes de champ ouvertes. Le satellite a une atmosphère fine qui contient du O, O2, et peut-être de l'ozone (O3)[9]. On trouve également de l'hydrogène atomique comme constituant atmosphérique mineur. On ignore encore si le satellite possède une ionosphère associée à son atmosphère ou non[10].

La découverte de Ganymède est attribuée à Galilée, qui fut le premier à l'observer le 7 juillet 1610[11],[12],[13]. Le nom du satellite fut ensuite suggéré par l'astronome Simon Marius, depuis le Ganymède mythologique, échanson des dieux grecs et amant de Zeus[14]. Pioneer 10 fut la première sonde capable d'examiner Ganymède de près[15]. Les sondes Voyager affinèrent les mesures de sa taille, tandis que la sonde Galileo découvrit son océan souterrain et son champ magnétique. La prochaine mission programmée du système jovien est le Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) de l'Agence spatiale européenne, dont le lancement est prévu en 2022[16].

Découverte et nommage[modifier | modifier le code]

Portrait de Galilée par Giusto Sustermans.

Le 7 janvier 1610, Galilée observa ce qu'il prit pour trois étoiles proches de Jupiter, incluant ce qui s'avérèrent être Ganymède, Callisto, et un corps qui s'avéra être la lumière combinée de Io et Europe ; la nuit suivante, il remarqua qu'elles s'étaient déplacées. Le 13 janvier, il vit les quatre d'un seul tenant pour la première fois, bien qu'il vit au moins une fois chacune des lunes auparavant. Le 15 janvier, Galilée en vint à conclure que ces étoiles étaient en fait des corps orbitant autour de Jupiter[11],[12],[13]. Il réclama le droit de nommer les lunes ; il considéra un temps Cosmica Sidera avant d'opter pour Medicea Sidera (« étoiles Médicées »)[14].

L'astronome français Nicolas-Claude Fabri de Peiresc suggéra des noms tirés de la famille Medici pour les lunes, mais sa proposition ne fut pas retenue. Simon Marius, qui prétendit avoir découvert les satellites galiléens[17], essaya de nommer les lunes la « Saturne de Jupiter », la « Jupiter de Jupiter » (pour Ganymede), la « Venus de Jupiter », et la « Mercure de Jupiter », mais cette nomenclature n'a jamais été retenue. Sur une suggestion de Johannes Kepler, Marius tenta une autre fois de nommer les lunes :

« ... Then there was Ganymede, the handsome son of King Tros, whom Jupiter, having taken the form of an eagle, transported to heaven on his back, as poets fabulously tell ... the Third, on account of its majesty of light, Ganymede[18]... »

Traduction :

« ... Puis il y a eu Ganymède, le bel enfant du roi Tros, que Jupiter, ayant pris la forme d'un aigle, a transporté au ciel sur son dos, comme le racontent fabuleusement les poètes ... le Troisième, en raison de la majesté de sa lumière, Ganymède ... »

Le nom de Ganymède et des autres satellites galiléens est tombé en désuétude pendant un long moment jusqu'au milieu du XXe siècle. Dans la plupart des premiers documents astronomiques, Ganymède est plutôt évoquée par sa désignation numérique en chiffres romains (un système introduit par Galilée) : Jupiter III ou comme le "troisième satellite de Jupiter". À la suite de la découverte des lunes de Saturne, un système de nommage, basé sur celui de Kepler et Marius, fut utilisé pour les lunes de Jupiter. Ganymède est la seule lune galiléenne de Jupiter nommée d'après une figure masculine. Comme Io, Europe, et Callisto, il était un des amours de Zeus.

D'après les archives de l'astronomie chinoise, en 365 av JC, Gan De découvrit une lune de Jupiter à l’œil nu, probablement Ganymede[19],[20].

Dénomination[modifier | modifier le code]

Ganymède est nommé d'après Ganymède, prince troyen de la mythologie grecque ; de grande beauté, il fut enlevé par Zeus (prenant pour l'occasion la forme d'un aigle), alors qu'il faisait paître son troupeau sur le mont Ida. Zeus en fit son amant et l'échanson des dieux de l'Olympe.

Ce nom fut suggéré par l'astronome allemand Simon Marius en 1614 dans son ouvrage Mundus Iovialis (où il attribue d'ailleurs cette suggestion à Johannes Kepler)[21],[22],[23]. Tout comme les noms des autres satellites de Jupiter, il passa de mode pendant plusieurs siècles et ne fut pas remis au goût du jour avant le milieu du XXe siècle. Dans la plupart des ouvrages de la littérature astronomique ancienne, il est simplement mentionné par sa désignation en chiffres romains (un système introduit par Galilée) comme Jupiter III, ou comme « le troisième satellite de Jupiter ».

Orbite et rotation[modifier | modifier le code]

Ganymède orbite en moyenne à 1 070 400 km autour de Jupiter[3], soit au troisième rang des satellites galilléens. Il accomplit une révolution tous les sept jours et trois heures. Comme la plupart des lunes, Ganymède est verrouillé par marée gravitationnelle, avec une face de la lune tournée en permanence vers la planète[24]. Son orbite est très légèrement excentrique et inclinée au niveau de l'équateur jovien, dont l'excentricité et l'inclinaison changent quasi-périodiquement sous l'effet des perturbations gravitationnelles solaire et planétaire sur une échelle de temps de plusieurs siècles. Les gammes de changement vont respectivement 0,0009–0,0022 et 0,05–0,32°[25]. Ces variations orbitales font osciller l'inclinaison de l'axe (l'angle entre l'axe de rotation et l’axe orbital) entre 0 et 0,33°[26].

Les résonances orbitales de Ganymède, Europe et Io.

Ganymède est en résonance orbitale avec Europe et Io : pour chaque révolution de Ganymède autour de Jupiter, Europe en effectue deux, et Io quatre[25],[27]. La conjonction supérieure entre Io et Europe se produit toujours lorsque Io est à son périgée (au plus loin de Jupiter) et Europe à son apogée (au plus près de Jupiter). La conjonction supérieure entre Europe et Ganymède se produit quand Europe est à son périgée[25]. Les longitudes des conjonctions Io-Europe et Europe-Ganymède changent au même rythme, ce qui empêche toute triple conjonction des lunes. Une résonance complexe de ce genre est appelée « résonance de Laplace »[28].

La résonance de Laplace actuelle est incapable de faire osciller l'excentricité de l'orbite de Ganymède sur une valeur plus élevée[28]. Sa valeur d'environ 0,0013 est probablement le vestige d'une ancienne époque où cette oscillation était possible[27]. L'excentricité orbitale ganymédienne est un peu déroutante ; sans oscillation actuelle, elle aurait dû diminuer il y a longtemps du fait de la dissipation de marée à l'intérieur de Ganymède[28]. Cela signifie que le dernier épisode d'excitation de l'excentricité se déroula il y a seulement quelques centaines de millions d'années[28]. Du fait de cette excentricité orbitale relativement faible, le réchauffement de marée de la lune est aujourd'hui négligeable[27]. Cependant, il se peut que Ganymède soit passé autrefois par une ou plusieurs résonances de type Laplace[note 1] capables de renforcer son excentricité orbitale vers une valeur plus élevée de 0,01 à 0,02[7],[28]. Cela causa probablement un réchauffement de marée significatif à l'intérieur de Ganymède ; la formation des surfaces rainurées pourraient être le fait d'un ou plusieurs épisodes de réchauffement[7],[28].

Il existe deux hypothèses pour expliquer l'origine de la résonance de Laplace entre Io, Europe et Ganymède. Elle existerait depuis le début du Système solaire pour la première[29], tandis qu'elle se serait développée après sa formation pour la seconde. Pour ce dernier scénario, une séquence proposée est la suivante : les marées entre Io et Jupiter auraient augmenté, provoquant l'élargissement de l'orbite du satellite jusqu'à provoquer une résonance de ratio 2:1 avec Europe ; l'élargissement se serait poursuivi, mais une partie du moment angulaire se serait transférée à Europe via la résonance, ce qui aurait également élargi son orbite; le processus se serait poursuivi jusqu'à ce qu'Europe provoque à son tour une résonance du même type, cette fois-ci avec Ganymède[28]. Finalement, les vitesses de dérive de conjonctions entre les trois lunes se seraient synchronisées et bloquées sous la forme de la résonance de Laplace[28].

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Masse et dimensions[modifier | modifier le code]

Comparaison des tailles de la Terre, de la Lune, et de Ganymède.

Avec environ 5 260 km de diamètre, Ganymède est le plus grand satellite naturel du Système solaire, légèrement plus grand que Titan (5 150 km), le satellite de Saturne, ou que la planète Mercure (4 878 km). Dans le système jovien, le deuxième plus grand satellite est Callisto (4 821 km).

Ganymède, s'il reste le plus massif de tous les satellites naturels avec 1,4819×1023 kg, fait à peine la moitié de la masse de Mercure (3,302×1023 kg), du fait de sa plus faible masse volumique (1,942×103 kg⋅m-3 contre 5,427×103 kg⋅m-3), indicatrice d'une composition interne comportant une forte proportion de glace plutôt que de roche. De fait, bien qu'il soit presque une fois et demi plus grand, la gravité à la surface de Ganymède est plus faible que sur la Lune (0,146 g contre 0,1654 g).

Composition[modifier | modifier le code]

La densité moyenne de Ganymède, 1,936 g/cm3, suggère une composition comprenant des matières rocheuses et de l’eau à parts égales, cette dernière étant principalement sous forme de glace[7]. La fraction massique de glace est 46 à 50 % plus faible que sur Callisto[30]. Des glaces volatiles supplémentaires comme l’ammoniac pourraient être également présentes[30],[31]. La composition exacte de la roche de Ganymède n'est pas connue, mais elle est probablement proche de celle des chondrites ordinaires de type L/LL, qui se caractérisent par moins de fer total, moins de fer métallique, et moins d'oxyde de fer que les chondrites H. Le rapport en poids du fer par rapport au silicium est de 1,05-1,27 sur Ganymède, tandis que le ratio solaire est d'environ 1,8[30].

La surface de Ganymède a un albédo d’environ 43 %[32].La glace d’eau semble être omniprésente à la surface, avec une proportion en masse de 50-90 %[7], significativement plus que pour l’ensemble de la lune. La spectroscopie proche infrarouge a révélé la présence d’une forte bande d’absorption en glace d’eau aux longueurs d’ondes 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 et 3,0 μm[32]. Le terrain rainuré est plus brillant et sa composition est plus glacée que celle du terrain sombre[33]. L’analyse à haute-résolution des spectres proche infrarouge et ultraviolet obtenus par la sonde Galileo et depuis la Terre ont révélé des matériaux non aqueux : du dioxyde de carbone, du dioxyde de soufre, et peut-être du cyanogène, de l’acide sulfurique et des composés organiques variés[7],[34]. Les résultats de Galileo ont aussi montré du sulfate de magnésium (MgSO4) et peut-être du sulfate de sodium (Na2SO4) à la surface de Ganymède[24],[35]. Ces sels pourraient provenir de l’océan sous-glaciaire[35].

La surface ganymédienne est asymétrique ; l’hémisphère avant[note 2] est plus brillant que l’hémisphère arrière[32]. C’est la même situation qu’Europe, mais l’inverse est également vrai pour Callisto[32]. L’hémisphère arrière de Ganymède apparaît être enrichi en dioxyde de soufre[36],[37]. La distribution du dioxyde de carbone ne montre pas d’asymétrie hémisphérique, même si cet élément n’est pas observé au niveau des pôles[34],[38]. Tous les cratères d’impact du satellite (sauf un) ne présentent aucun enrichissement en dioxyde de carbone, ce qui le distingue aussi de Callisto. Les niveaux de dioxyde de carbone de Ganymède se sont probablement épuisés dans le passé[38].

Structure interne[modifier | modifier le code]

Ganymède est composé de 49 à 59 % de silicates et sa masse volumique concorde avec une forte proportion de glace d'eau. Selon les données recueillies par la sonde Galileo, Ganymède possède une structure interne différenciée en trois couches : un noyau de silicate contenant également du fer et peut-être du soufre, un manteau composé de roches et de glace et une croûte formée de glace regelée. Son noyau métallique laisse supposer que Ganymède était plus chaud dans le passé. Ses couches internes seraient donc similaires à celles d'Io.

Ganymède est approximativement constitué de quantités égales de roches silicates et de glace d'eau. Il s'agit d'un corps totalement différentié avec un noyau liquide riche en fer. On suppose l’existence d'un océan d'eau salée à près de 200 km sous la surface de Ganymède, pris en sandwich entre des couches de glace[6]. Sa surface est constituée de deux grands types de terrains. Les régions sombres, criblées de cratères d'impacts et âgées de quatre milliards d'années, couvrent à peu près un tiers du satellite. Les régions plus claires, recoupées par des rainures larges et à peine plus jeunes, couvrent le reste. La cause de cette perturbation géologique n'est pas très bien connue, mais a probablement été le résultat d'une activité tectonique provoquée par un réchauffement tidal[7].

Surface[modifier | modifier le code]

La frontière très nette entre Nicholson Regio (gauche de l'image) et Harpagia Sulcus (droite) à la surface de Ganymède, photographiée par la sonde Galileo.
Mosaïque d'images prises par Voyager 2 de l'hémisphère anti-Jovien de Ganymède. La région sombre ancienne de Galileo Regio se trouve au nord-est. Elle est séparée de la région sombre plus petite Marius Regio à l'ouest par la bande plus brillante et jeune d'Uruk Sulcus. La glace fraîche éjectée du cratère relativement récent Osiris a créé des rayures brillantes au sud.
Représentation de Ganymède centré au niveau de la longitude 45° Ouest. Les zones sombres au nord et au sud sont les régions Perrine et Nicholson ; les cratères blancs rayés sont Tros (au nord-est) et Cisti (au sud-ouest).

La surface de Ganymède est un mélange de deux types de terrains : des régions sombres très anciennes, fortement couvertes de cratères, et des régions plus claires et plus jeunes (mais néanmoins anciennes) marquées par de nombreux sillons et dorsales. Le terrain sombre, qui occupe à peu près un tiers de la surface[39], contient des argiles et des matières organiques qui pourraient indiquer la composition des impacteurs à partir desquels s'accrétèrent les satellites joviens[40],[41].

Le mécanisme de réchauffement requis pour la formation du terrain rainuré de Ganymède est un problème non résolu des sciences planétaires. Le point de vue moderne est que ce terrain est de nature tectonique[7]. On pense que le cryovolcanisme n'a joué qu'un rôle mineur, s'il en a jamais eu un[7]. Les forces qui ont causé dans la lithosphère glacée de Ganymède les tensions nécessaires pour initier l'activité tectonique pourraient être liées aux épisodes passés de réchauffement par effet de marée, peut-être provoquées lorsque le satellite traversa des résonances orbitales instables[7],[42]. Il se peut que le fléchissement de marée de la glace ait réchauffé l'intérieur et tendu la lithosphère, conduisant au développement de failles formant des horsts et des grabens, ce qui effaça le terrain sombre ancien sur 70 % de la surface[7]. Il se peut aussi que la formation du terrain rainuré soit liée avec la formation précoce du cœur et du réchauffement par effet de marée qui a suivi à l'intérieur de la lune, ce qui pourrait avoir causé une légère expansion de Ganymède de l'ordre de 1–6 % due aux transitions de phase dans la glace et de la dilatation thermique[7]. Durant l'évolution qui suivit, il se peut que des panaches profonds d'eau chaude soient remontés du cœur vers la surface du satellite, conduisant à une déformation tectonique de la lithosphère[43]. La chaleur radioactive à l'intérieur du satellite est la source de chaleur la plus probable, la même permettant, par exemple, un océan sous-glaciaire. Des modèles de recherche ont révélé que si l'excentricité orbitale était d'un ordre de magnitude plus grand qu'aujourd'hui (comme cela aurait pu être dans le passé), le réchauffement par effet de marée aurait été une source de chaleur plus importante que le réchauffement radiogénique[44].

Les cratères Gula et Achelous (en bas de l'image) dans le terrain rainuré de Ganymède, avec des "piédestaux" d'éjectas et des remparts

Tous les terrains comportent des traces de cratères d'impact, mais leur nombre est particulièrement important pour les parties sombres, lesquelles apparaissent en être criblées et ont grandement évolué en fonction des impacts reçus[7]. Le terrain strié plus clair contient beaucoup moins de traces d'impacts, lesquels sont de faible importance du fait de son évolution tectonique[7]. La densité de ces cratères donne un âge de 4 milliards d'années pour les régions sombres, similaire à celui des hauts plateaux de la Lune, et plus jeune pour les régions claires (mais sans pouvoir déterminer de combien)[45]. Il est possible que Ganymède ait fait l’objet comme la Lune d'une période de bombardement intense il y a 3,5 à 4 milliards d'années[45]. Si c'est vrai, alors la vaste majorité des impacts s'est produite à cette époque, le taux de bombardement étant beaucoup plus faible depuis[5]. Les cratères recouvrent certains sillons et sont cisaillés par d'autres, indiquant que ceux-ci sont anciens. Des cratères plus jeunes, comportant des raies d'éjectas, sont également visibles[46],[5],[46]. À la différence de ceux de la Lune et de Mercure, les cratères de Ganymède sont assez plats, ne présentant pas les anneaux et les dépressions centrales qui sont communs sur ces corps. Il est possible que cela soit dû à la nature de la croûte de glace de Ganymède qui peut s'écouler et adoucir les reliefs. Les cratères anciens dont le relief a disparu et qui n'ont laissé qu'une sorte de cratère "fantôme" sont connus sous le nom de palimpseste[5].

Une des structures importantes sur Ganymède est d'ailleurs une plaine sombre nommée Galileo Regio, ainsi qu'une série de sillons concentriques, probablement créés lors d’une période d’activité géologique[47].

Ganymède possède aussi des calottes polaires, probablement composées de glace d'eau. Le givre s'étend jusqu'à 40° de latitude[24]. Ces calottes polaires ont été observées pour la première fois par la sonde Voyager. Les théories au sujet de la formation des calottes incluent la migration de l'eau aux hautes latitudes et le bombardement de la glace par le plasma. Les données de Galileo suggèrent que la seconde explication est valide[48]. La présence d'un champ magnétique sur Ganymède a pour conséquence un bombardement plus intense en particules chargées à la surface des régions polaires non protégées ; une pulvérisation qui conduit à la redistribution des molécules d'eau, avec le givre migrant au niveau des zones localement plus froides au sein des régions polaires[48].

Atmosphère et ionosphère[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Atmosphère de Ganymède.

En 1972, une équipe d'astronomes détecta une fine atmosphère autour de Ganymède lors d'une occultation, alors que Jupiter (et son satellite) passait devant une étoile[49]. Des preuves d'une atmosphère de dioxygène ténue, très similaire à celle d'Europe, ont été découvertes depuis par le télescope spatial Hubble[5].

Magnétosphère[modifier | modifier le code]

Le premier survol de Ganymède par la sonde Galileo permit de découvrir que Ganymède possède son propre champ magnétique, contenu dans la magnétosphère de Jupiter. Ganymède est le seul satellite naturel dont on connaisse une magnétosphère[5]. Le champ magnétique intrinsèque de Ganymède est probablement généré de façon similaire à celui de la Terre, par déplacement de matériau conducteur dans ses couches internes, probablement dans son noyau métallique. Ganymède possède également un champ magnétique induit, indiquant qu'il possède une couche qui agit comme un conducteur. On pense que ce matériau conducteur est une couche d'eau liquide contenant du sel, située à 150 km sous la surface et prise en sandwich entre deux couches de glace de densités différentes.

Ganymède est le corps solide le plus concentré qu'on connaisse dans le Système solaire, ce qui suggère qu'il est totalement différencié et possède un noyau métallique. On suppose que le champ magnétique de Ganymède est produit par convection thermique dans le noyau. Des mouvements de convection à l'intérieur du manteau se sont peut-être produits par le passé[50].

Champ magnétique du satellite jovien Ganymède, qui est intégré dans la magnétosphère de Jupiter. Les lignes de champ fermées sont soulignées par une couleur verte.

La sonde Galileo effectua six survols rapprochés de Ganymède durant la période 1995-2000 (G1, G2, G7, G8, G28 and G29)[8] et découvrit que Ganymède a un moment magnétique permanent (intrinsèque) indépendant du champ magnétique de Jupiter[51]. La valeur du moment est d'environ 1,3×1013 T⋅m3[8], ce qui est trois fois plus que le moment magnétique de Mercure. Le dipôle magnétique est incliné de 176° par rapport à l'axe de rotation, ce qui signifie qu'il est dirigé contre le moment magnétique de Jupiter[8]. Son pôle nord se trouve sous le plan orbital. Le champ magnétique du dipôle créé par ce moment permanent a une force de 719 ± 2 nT au niveau de l’équateur de Ganymède[8], soit plus puissant que le champ magnétique jovien à la distance de Ganymède (environ 120 nT)[51]. Le champ équatorial de Ganymède est dirigé contre celui de Jupiter, ce qui rend possible la reconnexion. La force du champ intrinsèque est deux fois plus importante aux pôles qu'à l'équateur (1 440 nT)[8].

Le moment magnétique permanent découpe une partie de l'espace autour de Ganymède, créant une minuscule magnétosphère intégrée à l'intérieure de celle de Jupiter, en faisant ainsi la seule lune du système solaire à posséder cette caractéristique[51]. Son diamètre est de 4–5 RG (RG = 2 631,2 km)[52]. La magnétosphère Ganymédienne a une région de lignes de champ fermés situés sous les 30° de latitude, là où les particules chargées (électrons et ions) sont piégés, créant une sorte de ceinture de Van Allen[52]. L'espèce principale d'ion dans la magnétosphère est l'oxygène ionisé (O+)[10], ce qui cadre bien avec l'atmosphère d'oxygène ténue de Ganymède. Dans les régions de banquise polaire, à des latitudes plus élevées que 30), les lignes du champ magnétique sont ouvertes, connectant Ganymède avec l'ionosphère de Jupiter[52]. Dans ces zones, des électrons et des ions énergiques (de plusieurs dizaines de milliers d'électron-volts) ont été détectés[53], ce qui pourrait être la cause des aurores polaires observées autour des pôles du satellite[54]. De plus, les ions lourds se précipitent en continu sur la surface polaire de Ganymède, pulvérisant et assombrissant la glace[53].

L'interaction entre le plasma des atmosphères ganymédienne et jovienne est très similaire à celui entre le vent solaire et la magnétosphère terrestre[52],[55]. Le plasma en co-rotation avec Jupiter influence le côté de la traînée de la magnétosphère du satellite pratiquement comme le fait le vent solaire sur la magnétosphère de la Terre. La différence principale est que la vitesse du flot de plasma est supersonique dans le cas de la Terre et subsonique dans le cas de Ganymède. À cause de ce flot subsonique, il n'y a pas d'arc de choc dans l'hémisphère de la queue magnétique de Ganymède[55].

En plus d'un moment magnétique induit, Ganymède possède un champ magnétique dipolaire induit[8]. Son existence est connectée avec la variation du champ magnétique jovien à proximité du satellite. Le moment induit est dirigé radialement vers ou depuis Jupiter suivant la direction de la partie variable du champ magnétique planétaire. Le moment magnétique induit est d'un ordre de magnitude plus faible que l'intrinsèque. L'intensité du champ magnétique induit au niveau de l'équateur magnétique est d'environ 60 nT, soit la moitié du champ jovien ambiant[8]. Le champ magnétique induit de Ganymède est similaire à ceux de Callisto et d'Europe, indiquant que cette lune a elle-aussi un océan sous-glaciaire à haute résistivité[8].

Puisque la structure interne de Ganymède est complètement différentiée et possède un cœur métallique[7],[56], son champ magnétique propre est probablement généré d'une manière similaire à celui de Terre, c'est-à-dire comme résultat du mouvement de matériaux conducteur à l'intérieur[8],[56]. Le champ magnétique détecté autour de Ganymède est probablement causé par convection compositionnelle dans son cœur[56] s'il est produit par un effet dynamo, ou magnétoconvection[8],[57].

Malgré la présence d'un cœur en fer, la magnétosphère de Ganymède reste une énigme, notamment en raison de l’absence de cet élément pour les corps similaires[7]. Certaines recherches ont suggéré qu'étant donnée sa relative petite taille, le cœur devrait s'être refroidi suffisamment pour atteindre le point où les mouvements de fluides et le champ magnétique auraient dû s'arrêter. Une explication serait que les même résonances orbitales proposées au sujet des perturbations de sa surface auraient permis au champ magnétique de persister. Avec l’excentricité de Ganymède produisant un effet de pompage et le chauffage de marée s’accroissant pendant ces résonances, le manteau pourrait avoir réchauffé le cœur et ainsi avoir évité sont refroidissement[58]. Une autre explication propose les restes magnétisation des roches silicatés du manteau, ce qui serait possible si le satellite avait un champ généré par dynamo beaucoup plus important dans le passé[7].

Anneaux[modifier | modifier le code]

En 1999, un disque de débris sous forme d'un anneau a été détecté tout comme pour Europe et Callisto[59].

Cartographie[modifier | modifier le code]

Système de coordonnées[modifier | modifier le code]

Un cratère nommé Anat fournit le point de référence pour mesurer la longitude sur Ganymède. Par définition, Anat est à 128 degrés de longitude[60].

Toponymie[modifier | modifier le code]

Comme pour les autres objets du Système solaire, la toponymie de la surface de Ganymède obéit à une nomenclature stricte de la part de l'Union astronomique internationale[61] :

Origine et évolution[modifier | modifier le code]

Ganymède s'est probablement formé par accrétion dans la sous-nébuleuse de Jupiter, un disque de gaz et de poussières entourant Jupiter après sa formation[68]. L'accrétion de Ganymède prit probablement environ 10 000 ans[69], bien moins que les 100 000 ans estimés pour Callisto[68]. La sous-nébuleuse jovienne pourrait avoir été relativement "affamée en gaz" lorsque les satellites galiléens se sont formés ; cela aurait permis les longs moments d'accrétion requis pour Callisto. En revanche, Ganymède s'est formé plus près de Jupiter, où la sous-nébuleuse était plus dense, ce qui explique des délais de formation plus courts[69]. Cette formation relativement rapide a évité la fuite de la chaleur accrétionnelle, ce qui pourrait avoir conduit à une fonte de la glace et à une différenciation, à savoir la séparation entre les roches et la glace. Les roches se sont rassemblées au centre, formant le cœur. À cet égard, Ganymède est différent de Callisto, laquelle échoua à fondre et à se différencier tôt du fait de la perte de chaleur accrétionnelle durant sa formation plus lente[70]. Cette hypothèse explique pourquoi les deux lunes joviennes ont l’air si différentes, malgré leurs masse et composition similaires[70]. Des théories alternatives expliquent la plus grande chaleur interne de Ganymède à partir de fléchissements dus aux marées[71] ou bien d'un martèlement plus intense durant le Grand bombardement tardif[72],[73],[74].

Après sa formation, le noyau ganymédien a largement retenu la chaleur accumulée pendant l’accrétion et la différenciation, ne la libérant que lentement dans le manteau de glace comme une batterie thermale[70]. Le manteau, à son tour, la transporte jusqu’à la surface par convection. Rapidement, la désintégration des éléments radioactifs à l’intérieur des roches a encore plus réchauffé le noyau, causant une différenciation accrue : il se forma ainsi un noyau interne en fer et sulfure de fer et un manteau de silicates[70]. Grâce à cela, Ganymède devint un corps entièrement différencié. Par comparaison, la chaleur radioactive de la non différente Callisto causa une convection à l’intérieur de la glace, ce qui eut pour effet de la refroidir et d’éviter sa fonte à grande échelle, et ainsi une différenciation rapide[75]. Les mouvements de convection de Callisto n’ont conduit qu’à une différenciation partielle de la roche et de la glace[75]. Aujourd’hui, Ganymède continue de refroidir lentement. La chaleur dégagée par son noyau et son manteau de silicate permet l’existence d’un océan sous-glaciaire[31], tandis que le lent refroidissement du noyau liquide de Fe–FeS crée une convection et la génération d’un champ magnétique. Le flux de chaleur sortant actuellement de Ganymède est probablement plus important que celui de Callisto[70].

Visibilité[modifier | modifier le code]

En opposition, la magnitude apparente de Ganymède atteint 4,61 ±0,03[2] ; à son élongation maximale, il peut être possible de le distinguer de Jupiter à l'œil nu dans des conditions d'observation favorables (les lunes galiléennes et la Lune sont les seuls satellites naturels qu'il est possible d'observer sans l'aide d'un instrument).

Ganymède peut être observé sans peine avec les plus petites jumelles.

Historique[modifier | modifier le code]

Découverte[modifier | modifier le code]

La découverte de Ganymède est généralement créditée à Galilée qui documenta son existence en 1610[76]. Galilée observa les lunes qui portent son nom entre décembre 1609 et janvier 1610. Le 7 janvier 1610, il écrivit une lettre mentionnant ses observations, la première mention écrite de satellites de Jupiter. À ce moment, il n'en vit que trois et pensa observer des étoiles. Entre le 8 janvier et le 2 mars 1610, il découvrit un quatrième corps et observa la révolution des quatre lunes galiléennes autour de Jupiter. Cependant, il est possible que Gan De, un astronome chinois, l'ait observée en 362 av. J.-C.[77].

L'astronome allemand Simon Marius publia en 1614 l'ouvrage Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici (Le monde jovien découvert en 1609 grâce au télescope belge)[21], dans lequel il prétendait avoir observé les quatre satellites de Jupiter dès novembre 1609[23]. Cependant, Marius n'ayant pas publié ses observations avant 1614, il n'est en général pas crédité de cette découverte.

Selon l'historien de l'astronomie chinois Xi Zezong, l'astronome chinois Gan De aurait observé l'une des lunes de Jupiter en -362, près de deux millénaires avant Galilée[78]. Les lunes galiléennes peuvent en effet être distinguées à l'œil nu, lors de leur élongation maximale et dans des conditions d'observation exceptionnelles.

Exploration[modifier | modifier le code]

Survols passés[modifier | modifier le code]

Ganymède en 1973 par Pioneer 10

Quelques sondes survolant ou orbitant Jupiter ont exploré Ganymède de plus près, incluant quatre survols dans les années 1970 et des passages multiples dans les années 1990 et 2000.

Pioneer 10 s’approcha en 1973 et Pioneer 11 en 1974[15]. Ces sondes renvoyèrent des informations sur le satellite[79]. Cela incluait une détermination plus précise des caractéristiques physiques et une résolution de 400 km des éléments de la surface[80]. La distance la plus proche de Pioneer 10 par rapport à Ganymède a été de 446,250 km[81].

La sonde Voyager

Voyager 1 et Voyager 2 ont été les suivantes, passant à côté de Ganymède en 1979. Elles ont précisé sa taille, révélant qu’elle est plus grande que celle de Titan, lune de Saturne que l’on croyait auparavant être plus grosse[82]. Le terrain rainuré a aussi été aperçu[83].

En 1995, la sonde Galileo entra en orbite autour de Jupiter, puis effectua six survols d’exploration rapprochés de Ganymède entre 1996 et 2000[24]. Ces survols sont G1, G2, G7, G8, G28 et G29[8]. Lors de son survol le plus proche, G2, Galileo passa à seulement 264 km de la surface de Ganymède[8]. On a découvert le champ magnétique ganymédien durant le survol G1 de 1996[84] tandis que la découverte de l’océan a été annoncée en 2001[8],[24]. Galileo transmit un grand nombre d’images spectrales et découvrit quelques-uns des composés non glacés de la surface de Ganymède[34]. La sonde qui explora le plus récemment Ganymède de près était New Horizons, qui passa à proximité en 2007 sur son chemin pour Pluton. New Horizons réalisa les cartes de la topographie et de la composition de Ganymède alors qu'il passait à grande vitesse[85],[86].

Projets de missions[modifier | modifier le code]

La mission JUpiter ICy moon Explorer (JUICE) a été sélectionnée par l’Agence spatiale européenne en mai 2012[16]. La sonde doit orbiter autour de Ganymède et conduire des survols multiples de Callisto et d’Europe[87]. Il s’agit d’une amélioration du concept du Jupiter Ganymede Orbiter[87].

Un orbiteur autour de Ganymède basé sur la sonde Juno a été proposé en 2010 pour la Planetary Science Decadal Survey[88]. Les instruments probables incluaient une Medium Resolution Camera, un Flux Gate Magnetometer, un Visible/NIR Imaging Spectrometer, un altimètre laser, des Low and High Energy Plasma Packages, un spectromètre Ion and Neutral Mass, un spectromètre à imagerie ultraviolette, un Radio and Plasma Wave sensor, une caméra à angle étroit, et un Sub-Surface Radar[88].

L’Europa Jupiter System Mission (EJSM) est un projet de mission commun de la NASA et de l’ESA afin d'explorer de nombreuses lunes de Jupiter dont Ganymède, avec une date de lancement proposée en 2020. En février 2009, l’ESA et la NASA annoncèrent avoir donné à cette mission une priorité supérieure à la Titan Saturn System Mission[89]. La contribution de l’ESA s'est confrontée à une compétition financière avec d'autres projets de cette agence[90]. EJSM comprend le Jupiter Europa Orbiter conduit par la NASA, le Jupiter Ganymede Orbiter conduit par l’ESA, et peut-être le Jupiter Magnetospheric Orbiter dirigé par la JAXA.

Une autre proposition (annulée) pour orbiter autour de Ganymède était le Jupiter Icy Moons Orbiter. Il était conçu pour utiliser la fission nucléaire afin de fournir de l’électricité à la sonde, un moteur ionique pour la propulsion, et aurait étudié Ganymède de façon plus détaillée qu’auparavant[91]. Cependant, la mission fut annulée en 2005 à cause de coupes budgétaires[92]. Une autre ancienne proposition s’appelait The Grandeur of Ganymede (en français, « la Grandeur de Ganymède »)[41].

L’Institut de recherche spatiale de l'Académie des sciences de Russie a évoqué la mission Ganymede Lander (GL), avec un accent mis sur l’astrobiologie[93]. Le Ganymede Lander serait une mission partenaire de JUICE[93],[94]. Si le projet est sélectionné, le lancement aurait lieu en 2024, encore que son calendrier pourrait être révisé et aligné avec celui de JUICE[93]. Fin 2013, le gouvernement russe a alloué 50 millions de roubles à la mission Laplace-P, ancien nom du projet, pour une proposition technique en 2015[95].

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. Une résonance de type Laplace est similaire à la résonance de Laplace actuelle entre les lunes galiléennes, la seule différence étant que les longitudes des conjonctions de Io–Europe et Europe–Ganymède changent avec des taux dont le ratio est un nombre rationnel non unitaire. Si le ratio est une unité, alors la résonance est une résonance de Laplace.
  2. L’hémisphère avant est l’hémisphère faisant face au sens du mouvement orbital ; hémisphère arrière fait face au sens inverse.

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