Overflaten til Ganymedes har to vidt forskjellige typer terreng; mørke, eldgamle og kraftige kraterområder står i kontrast til lysere områder, av nyere form, rike på skråninger og skråninger. [1] Deres opprinnelse er tydeligvis av tektonisk natur , [2] og kan sannsynligvis tilskrives avslappingen og reposisjoneringsbevegelsene til satellittens isskorpe. Geologiske formasjoner er også synlige som vitner om tilstedeværelsen av lavastrømmer i fortiden; det ser i stedet ut til at kryovulkanisme bare har spilt en marginal rolle. [2] Takket være spektroskopiske analyser av de mørkere områdene, har spor av organisk materiale blitt identifisert som kan indikere sammensetningen av slagelementene som deltok i akkresjonsprosessen til Jupiters satellitter . [3] De yngre områdene av Ganymean-overflaten er relativt like de av Enceladus , Ariel og Miranda ; de eldste områdene, som dekker omtrent en tredjedel av overflaten, [1] ligner overflaten til Callisto .
Motoren til de tektoniske omveltningene kunne være forbundet med tidevannsoppvarmingsepisodene som skjedde i månens fortid , sannsynligvis forsterket da satellitten gikk gjennom faser med ustabil orbital resonans . [2] [4] Tidevannsdeformasjonen av isen kan ha varmet opp månens indre og belastet litosfæren , noe som førte til dannelse av brudd og horst- og grabensystemer , som eroderte den eldste og mørkeste bakken på 70 % av overflaten . [2] [5] Dannelsen av den lettere og mer tverrstripete bakken kan også være forbundet med kjernens , under hvis utvikling støter av varmt vann som kommer fra månens dyp kunne ha steget til overflaten, og bestemt den tektoniske deformasjonen av litosfæren. [6]
Oppvarmingen som følge av forfallet av radioaktive elementer inne i satellitten er hovedkilden til intern varme som for tiden eksisterer. For eksempel avhenger tykkelsen av hav under overflaten av varmefluksen det genererer. Nyere modeller ser ut til å indikere at varmefluksen produsert av tidevannsoppvarming kunne ha nådd en størrelsesorden større enn den nåværende fluksen hvis eksentrisiteten også hadde vært en størrelsesorden større enn den nåværende (som den kan ha vært tidligere . ). [7]
Begge typer terreng er sterkt krateret, og det mørkere terrenget ser ut til å være mettet med kratere og utvikler seg i stor grad gjennom påvirkningshendelser. [2] Det lettere og mer stripede terrenget har et mye mindre antall støtegenskaper, som har spilt en mindre rolle i den tektoniske utviklingen av terrenget. [2] Kratrenes tetthet antyder at den mørke bakken dateres tilbake til 3,5-4 milliarder år siden, en alder som ligner på månens høyland , mens den lyse bakken er nyere (men det er ikke klart hvor mye) [ 8] . Ganymedes kan ha opplevd en periode med intense meteoriske bombardementer for 3,5 til 4 milliarder år siden, lik den som månen opplevde. [8] Hvis det var sant, ville det store flertallet av påvirkningene ha skjedd på den tiden, og kraterhastigheten ville ha blitt kraftig redusert siden den gang. [9] Noen kratere overlapper sprekkene i bakken, mens andre er delt; dette indikerer en samtidig opprinnelse til de forskjellige typene av geologisk formasjon. De nyere kratrene har også de karakteristiske radielle strukturene ; [9] [10] i motsetning til månekratrene er de imidlertid relativt flatere og mindre uttalte, og mangler de omkringliggende relieffer og sentrale forsenkninger, sannsynligvis på grunn av fraværet av stein på satellittens overflate. Den Ganymedian-overflaten er også rik på palimpsester , [9] eldgamle kratere jevnet ut av påfølgende geologisk aktivitet, som etterlot spor etter den gamle muren bare i form av en variant av albedo .
På Ganymedes er det mulig å skille mellom seks hovedtyper av geologiske formasjoner: [11]
Hovedformasjonen av overflaten til Ganymedes er en mørk slette kjent som Galileo Regio , der en rekke konsentriske sprekker, eller riller, sannsynligvis oppsto under en periode med geologisk aktivitet, kan sees. [12] Et annet viktig trekk ved Ganymedes er polarhettene, sannsynligvis sammensatt av vannfrost. Frosten når 40 breddegrader . [13] De polare iskappene ble først observert av Voyager -sonder . To teorier om deres dannelse har blitt utviklet: de kan stamme fra migrasjon av vann til høyere breddegrader, eller fra plasmabombardement av overflateis. Dataene samlet under Galileo - oppdraget antyder at den andre hypotesen er den riktige. [14]